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| Original Text | 日本語訳 |
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| Relative motions have long been known to mislead the unsuspecting observers to false interpretations of reality. The deceptions are usually brief and unimportant, though relative motions have also led to illusions that were both long-lasting and important. Indeed, in the history of astronomy there are several examples where relative-motion effects have misled us to gross misinterpretations. Here, we consider the possibility that our peculiar motion relative to the cosmic rest-frame can trigger deceptions on cosmological scales. In so doing, we will demonstrate that unsuspecting observers inside bulk peculiar flows may come to the false conclusion of recent accelerated expansion, when their host universe is actually decelerating. The same observers may then erroneously attribute their apparent acceleration to an also recent dramatic change in the nature of the cosmic medium. In reality, however, nothing has really happened. Despite the appearances, the host universe keeps decelerating and its material content retains its conventional form. Nevertheless, there are ways out of these illusions. Our observers can find out that they have been deceived by their own peculiar flow, by looking for the trademark signature of relative motion in their data. This signature is nothing else but a Doppler-like anisotropy in the sky distribution of the measured deceleration parameter. To the bulk-flow observers, the universe should appear to accelerate faster along a certain point on the celestial sphere and equally slower along the antipodal. Moreover, the magnitude of the apparent dipole should decrease with increasing redshift. | 相対運動は、疑いを持たない観察者を誤解させることが長い間知られてきました。 現実の誤った解釈に。 欺瞞は通常簡潔であり、 重要ではありませんが、相対運動もまた、両方の錯覚を引き起こします。 長く続くもの、そして大切なもの。 実際、天文学の歴史には次のようなものがあります。 相対運動の効果が私たちをひどいものに誤解させたいくつかの例 誤解。 ここで、私たちの特異な運動が起こる可能性を考えてみましょう。 宇宙の静止フレームとの相対的な関係は、宇宙論上の欺瞞を引き起こす可能性があります 秤。 そうすることで、私たちは内部の疑いを持たない観察者が、 大量の特異なフローは、最近の加速により誤った結論に達する可能性があります。 彼らのホスト宇宙が実際に減速しているときの膨張です。 同じ 観察者は、見かけの加速を誤って同様の要因によるものと考える可能性があります。 宇宙媒体の性質における最近の劇的な変化。 しかし実際には、 実際には何も起こっていません。 見かけにもかかわらず、ホスト宇宙は維持されます 減速し、その材料の内容は従来の形状を維持します。 それでも、こうした幻想から抜け出す方法はあります。 私たちの観察者はそれを知ることができます 彼らは自分自身の特殊な流れに騙されているのだと、 データ内の相対運動の商標署名。 このサインは何でもない それ以外の場合は、測定された空の分布におけるドップラーのような異方性が存在します。 減速パラメータ。 バルクフロー観測者には宇宙が現れるはずです 天球上の特定の点に沿ってより速く、そして均等に加速すること 対蹠に沿って遅くなります。 また、見かけの双極子の大きさは、 赤方偏移が増加するにつれて減少するはずです。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We extract elegant and concise analytic formulae for the mass and rotation parameters of the Kerr black hole as well as its distance from the Earth only in terms of directly measurable quantities of the accretion disk revolving in the black hole spacetime background. To this end, we consider massive geodesic particles circularly orbiting the Kerr black hole in the equatorial plane and emitting frequency-shifted photons toward a distant observer. We calculate the frequency shift and redshift rapidity at the detector location, and by solving an inverse problem, we express the Kerr black hole parameters and its distance from a distant observer in terms of a handful of observable elements, such as frequency shift, aperture angle of the telescope, and redshift rapidity, a newly introduced concept in [1]. The aperture angle of the telescope (angular distance) characterizes the emitter position on the sky, and the redshift rapidity is an observable relativistic invariant representing the proper time evolution of the frequency shift. The relations presented in this article allow us to disentangle mass, spin, and distance to the black holes in the Kerr spacetime background and obtain these parameters separately. Our analytic formulae are valid on the midline and close to the line of sight, and they can be directly applied to supermassive black holes hosted at the core of active galactic nuclei orbited by water vapor clouds within their accretion disks. The generic exact relations are valid for an arbitrary point of the emitter's orbit, and they can be employed in black hole parameter estimation studies. | 質量と回転に関するエレガントで簡潔な解析式を抽出します。 カー ブラック ホールのパラメーターと地球からの距離のみ で回転する降着円盤の直接測定可能な量の観点から ブラック ホール時空の背景。 この目的のために、大規模測地線を考慮します。 赤道面でカーブラックホールを周回する粒子と、 周波数がシフトした光子を遠くの観測者に向けて放出します。 計算します 検出器の位置での周波数シフトと赤方偏移の速さ、および次を解くことによって 逆問題では、カー ブラック ホール パラメーターとその距離を表します。 遠くの観察者から、いくつかの観察可能な要素の観点から見ると、 周波数シフト、望遠鏡の開口角、赤方偏移の速さ、 [1] で新たに導入された概念。 望遠鏡の開口角（角度） 距離) は、空上のエミッターの位置と赤方偏移を特徴付けます。 急速性は適切な時間を表す観察可能な相対論的不変量です 周波数シフトの進化。 この記事で示した関係により、 カーの質量、スピン、ブラックホールまでの距離を解きほぐす 時空背景を作成し、これらのパラメータを個別に取得します。 私たちの分析 数式は正中線上および視線に近いところで有効であり、 活動中の核にホストされている超大質量ブラックホールに直接適用される 降着円盤内の水蒸気雲によって周回する銀河核。 の 一般的な正確な関係は、エミッタの任意の点に対して有効です。 これらは、ブラック ホールのパラメータ推定研究に使用できます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the dynamics of chaos across the phase transition in a 2-coupled Sachdev-Ye-Kitaev (SYK) model, with a focus on the unstable "hot wormhole" phase. Using the Schwinger-Keldysh formalism, we employ two non-equilibrium protocols that allow access to this phase, which is inaccessible through equilibrium simulations: one involves cooling the system via a coupling to a thermal bath, while in the other we periodically drive the coupling parameter between the two sides. We numerically compute the Lyapunov exponents of the hot wormhole for the two cases. Our results uncover a rich structure within this phase, including both thermal and non-thermal solutions. These behaviors are analyzed in detail, with partial insights provided by the Schwarzian approximation, which captures certain but not all aspects of the observed dynamics. | 2 結合における相転移にわたるカオスのダイナミクスを研究します。 不安定な「ホット ワームホール」に焦点を当てた Sachdev-Ye-Kitaev (SYK) モデル 段階。 Schwinger-Keldysh 形式を使用して、2 つの非平衡を採用します。 このフェーズへのアクセスを許可するプロトコル。 平衡シミュレーション: 1 つは、カップリングを介してシステムを冷却することです。 サーマルバスでは、結合パラメータを定期的に駆動します。 両側の間。 ホットのリアプノフ指数を数値的に計算します。 2 つのケースのワームホール。 私たちの結果は、この内部の豊かな構造を明らかにしました 熱溶液と非熱溶液の両方を含む相。 これらの行動は、 Schwarzian によって提供された部分的な洞察を使用して、詳細に分析されました。 近似。 観察されたもののすべてではないが特定の側面を捕捉します。 ダイナミクス。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper, we find that unlike in General Relativity, the shift-symmetric subclass of Beyond Horndeski theories permits black holes with primary hair that are thermodynamically stable and align with current Event Horizon Telescope observations of the M87* and Sgr A* black holes. This work begins by investigating thermodynamic properties, analyzing how primary hair influences thermodynamic quantities and local stability, which imposes strict constraints on the allowed range of primary hair values. The null geodesics near this black hole are then examined, demonstrating how scalar hair affects the shadow diameter. Specifically, when the parameter of the Beyond Horndeski function $F_4$ is negative, increasing scalar hair enlarges the shadow; in contrast, when this parameter is positive, greater scalar hair reduces the shadow size. Further constraints on the scalar hair are derived using observational data, highlighting its sensitivity to other black hole parameters. To explore additional observational features, face-on two-dimensional images of spherically infalling accretion disks are simulated, revealing how primary scalar hair shapes the black hole's shadow. Finally, all relevant constraints are combined to identify black holes that are both stable and consistent with observational data. | この論文では、一般相対性理論とは異なり、シフト対称 ビヨンド・ホーンデスキ理論のサブクラスは初等毛を持つブラックホールを許容する 熱力学的に安定しており、現在のイベントホライゾンと一致しています M87* および Sgr A* ブラック ホールの望遠鏡観察。 この作品は以下から始まります 熱力学的特性の調査、一次毛がどのように影響するかを分析する 熱力学量と局所安定性。 これには厳しい制約が課せられます。 プライマリ ヘア値の許容範囲について。 この黒の近くのヌル測地線 次に、穴が検査され、スカラー ヘアがシャドウにどのような影響を与えるかを示します。 直径。 具体的には、Beyond Horndeski 関数のパラメータが $F_4$ は負の値で、スカラー ヘアを増やすと影が拡大します。 対照的に、 このパラメータが正の場合、スカラー ヘアが大きくなるとシャドウ サイズが小さくなります。 スカラー ヘアに関するさらなる制約は、観測データを使用して導出されます。 他のブラック ホール パラメーターに対する感度を強調しています。 探索するには 追加の観察特徴、正面から見た二次元画像 球状に降着する降着円盤をシミュレートし、どのように初期の降着円盤が発生するかを明らかにします。 スカラーヘアはブラック ホールの影を形作ります。 最後に、関連するすべての制約 を組み合わせて、安定かつ一貫性のあるブラック ホールを特定します。 観測データ。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the role of the equilibrium equation in bootstrapped Newtonian gravity (BNG) by including terms inspired by the post-Newtonian expansion of the Tolman-Oppenheimer-Volkov (TOV) equation. We then compare (approximate) BNG solutions for homogenous stars with their Newtonian and General Relativistic exact solutions. Regardless of the additional terms from the conservation equation, BNG stars do not exhibit a Buchdahl limit. However, specific extra terms added to this equation can cause the pressure to become negative inside stars with compactness smaller than the critical values for BNG black hole formation. | ブートストラップニュートン関数における平衡方程式の役割を研究します 重力 (BNG) のニュートン後の展開に触発された用語を含めることにより、 トールマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ（TOV）方程式。 次に、(おおよその) BNG を比較します。 ニュートンおよび一般相対論を用いた均質星の解法 正確な解決策。 保全からの追加条件に関係なく 方程式によれば、BNG 星はブッフダール限界を示しません。 ただし、具体的な追加事項 この方程式に項を追加すると、内部の圧力が負圧になる可能性があります BNG ブラックホールの臨界値より小さいコンパクトネスを持つ星 形成。 |
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| In this paper, we describe the Multi-Band Template Analysis (MBTA) search pipeline dedicated to the detection of compact binary coalescence (CBC) gravitational wave signals from the data obtained by the LIGO-Virgo-KAGRA collaboration (LVK) during the fourth observing run (O4), which started in May 2023. We give details on the configuration of the pipeline and its evolution compared to the third observing run (O3). We focus here on the configuration used for the offline results of the first part of the run (O4a), which are part of the GWTC-4 catalog (in preparation). We also give a brief summary of the online configuration and highlight some of the changes implemented or considered for the second part of O4 (O4b). | このペーパーでは、マルチバンド テンプレート分析 (MBTA) 検索について説明します。 コンパクトバイナリ合体（CBC）の検出専用のパイプライン LIGO-Virgo-KAGRA で得られたデータからの重力波信号 5月に開始された第4回観測（O4）中の共同研究（LVK） 2023. パイプラインの構成とその進化について詳しく説明します 3回目の観察実行(O3)との比較。 ここでは構成に焦点を当てます 実行の最初の部分 (O4a) のオフライン結果に使用されます。 GWTC-4カタログ（準備中）。 簡単な概要も紹介します オンライン設定を行い、実装された変更の一部を強調表示するか、 O4 (O4b) の第 2 部として検討されています。 |
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| The quasi-periodic oscillations (QPOs) observed in the tails of magnetar giant $\gamma$-ray flares have long been interpreted as normal oscillation modes of these stars. However, most studies modelling QPOs have neglected some key features in the analyses of the signals, namely that QPOs appear to be detectable only intermittently and exhibit drifts in their frequencies. These are typical characteristics of nonlinear mode coupling, where, at leading order, the modes couple and evolve collectively as triplets. Using a representative triplet of modes we solve the system's nonlinear equations of motion analytically and argue that the coupling is likely axial-axial-polar in nature, with the observed intermittence and frequency drifts providing a way to infer details of the magnetar's internal magnetic-field geometry. | マグネターの尾部で観測された準周期振動（QPO） 巨大な $\gamma$ 線フレアは長い間通常の振動として解釈されてきました これらの星のモード。 しかし、QPO をモデル化したほとんどの研究では、いくつかの点が無視されています。 シグナルの分析における重要な特徴、すなわち、QPO が次のように見えることです。 断続的にのみ検出可能であり、周波数のドリフトを示します。 これら は非線形モード結合の典型的な特性です。 順序に従って、モードは結合し、集合的にトリプレットとして進化します。 を使用して 代表的なモードのトリプレットを使用して、システムの非線形方程式を解きます。 運動を分析的に分析し、カップリングは軸-軸-極性である可能性が高いと主張します。 観察された断続性と周波数ドリフトにより、 マグネターの内部磁場の形状の詳細を推測します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Recent reports of stochastic gravitational wave background from four independent pulsar-timing-array collaborations have renewed the interest in the cosmological gravitational wave background (CGWB), which is expected to open a new window into the early Universe. Although the early Universe is supposed to be extremely flat from an inflationary point of view, the cosmic microwave background (CMB) data alone from the Planck satellite measurement prefers an enhanced lensing amplitude that can be explained by a closed Universe. In this paper, we propose an independent method to constrain the early-universe flatness from the anisotropies of CGWB. Using the generalized harmonic decompositions in the non-flat spacetime, we find CGWBs from different physical mechanisms such as cosmic inflation and phase transitions share the same integrated Sachs-Wolfe (ISW) term but possess different SW terms, which would exhibit different behaviors when including the spatial curvature since the ISW effect is more sensitive to the spatial curvature than the SW effect. Furthermore, we provide the cross-correlations between CGWB and CMB, implying a positive or negative correlation between their SW effect terms depending on the GW mechanisms, which may hint at the sign of $f_{\mathrm{NL}}$ when considering non-Gaussianity contributions to anisotropies. | 4 つの確率的重力波背景に関する最近の報告 独立したパルサー タイミング アレイのコラボレーションにより、 宇宙重力波背景（CGWB）は、 初期の宇宙への新しい窓。 初期の宇宙はこうなっているはずですが、 インフレーションの観点からは非常に平坦である、宇宙マイクロ波 プランク衛星測定からのバックグラウンド (CMB) データのみでは、 閉じた宇宙によって説明できる強化されたレンズ作用の振幅。 この中で 論文では、初期宇宙を制約するための独立した方法を提案します。 CGWB の異方性による平坦性。 一般化高調波の使用 非平坦な時空での分解により、さまざまな物理的由来の CGWB が見つかります。 宇宙のインフレーションや相転移などのメカニズムは同じです Sachs-Wolfe (ISW) 用語は統合されていますが、異なる SW 用語を持っています。 ISW 以来、空間曲率を含めると異なる動作を示します。 エフェクトは SW エフェクトよりも空間曲率の影響を受けやすくなります。 さらに、CGWB と CMB の間の相互相関を提供します。 SW効果項間の正または負の相関は、 GW メカニズム。 検討する際に $f_{\mathrm{NL}}$ の符号を示唆する可能性があります。 異方性に対する非ガウス性の寄与。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Scalar-tensor theories are promising dark energy models. A promising scalar-tensor theory, called Horndeski-like gravity, is coming from the application of the Horndeski gravity in string theory and cosmology that takes into account two dilaton fields. In this work we study the stability of the scalar sector of this theory and compare it with that coming from the previously studied tensor sector. Furthermore, the entropy coming from particle production $S_{in}$ and that of the apparent horizon $S$ will be studied, which translates into entropy bounds. The gravitational slip (minus one) to entropy ratio is also considered as a possible replacement for the usual shear viscosity to entropy ratio for black holes. | スカラー テンソル理論は、有望なダーク エネルギー モデルです。 有望な ホーンデスキ型重力と呼ばれるスカラー テンソル理論は、 超弦理論と宇宙論におけるホーンデスキ重力の応用 2 つの膨張フィールドを考慮します。 この研究では、 この理論のスカラー セクターを調べて、 以前に研究されたテンソルセクター。 さらに、粒子から生じるエントロピーは、 生産量 $S_{in}$ と見かけの地平線 $S$ の生産量が研究されます。 エントロピー境界に変換されます。 エントロピーに対する重力スリップ (マイナス 1) 比率も通常のせん断の代替として考慮されます。 ブラックホールの粘性対エントロピー比。 |
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| We present a numerical and analytical study of the so-called `toron' solution of the stationary axisymmetric Einstein equations in vacuum expressed in terms of elliptic functions. The asymptotic behavior of this solution coincides with the one of the NUT solution, i.e., it has a `gravimagnetic' mass known as the NUT parameter while the ordinary mass vanishes. The physical properties of this spacetime are studied via ray tracing. The results are compared to known geodesic flows in Schwarzschild, Kerr and NUT spacetimes to discuss similarities and differences, with a particular emphasis on the comparison of NUT and toron spacetimes. | いわゆる「トロン」ソリューションの数値的および分析的研究を紹介します。 真空中の定常軸対称アインシュタイン方程式を項で表す 楕円関数の。 この解の漸近挙動は以下と一致します。 NUT ソリューションの 1 つ、つまり、 として知られる「重磁性」質量を持っています。 通常の質量が消える間、NUTパラメータ。 これの物理的性質は、 時空はレイ トレーシングによって研究されます。 結果は既知のものと比較されます シュワルツシルト、カー、NUT 時空における測地線の流れについて議論する 類似点と相違点、特に比較に重点を置く NUTとトロン時空。 |
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| In this study, we begin by revisiting the oscillatory behavior of radiative quantities-energy, angular momentum, and linear momentum-linked with initial eccentricities in binary black hole (BBH) mergers. By varying the mean anomaly $l_0$ across the parameter range $[0,2\pi]$ from a post-Newtonian perspective, we establish an envelope that encapsulates the oscillations of these radiative quantities. Our analysis reveals that while the oscillations are influenced by the specific initial condition $l_0$, the effect of eccentricity contributes to the formation of this envelope. Subsequently, we model dynamical quantities such as peak luminosity $L_{\text{peak}}$, remnant mass $M_{\text{rem}}$, spin $\alpha_{\text{rem}}$, and recoil velocity $V_{\text{rem}}$ in circular orbits. Through polynomial modeling, we explore their relationships with mass ratios and correlations. Our results demonstrate the effectiveness of these polynomials in capturing the intricate relationships and correlations among these quantities in circular orbits. Furthermore, we synthesize and analyze dynamical quantities for both circular and eccentric orbits, revealing continuous variations within specific ranges corresponding to distinct mass ratios. These variations are influenced by continuous changes in initial eccentricity and the associated envelope, which can be extrapolated to encompass other mass ratios. By interpolating the maximum and minimum values of these dynamical quantities, we unveil considerably broad domains relative to circular orbits in both orbital and non-orbital BBH mergers. These domains provide robust constraints on the relationships between dynamical quantities, mass ratios, and their correlations. Finally, we discuss the extension of this eccentricity effect to spin alignment and spin precession configurations of BBHs. | この研究では、放射性物質の振動挙動を再検討することから始めます。 量 - エネルギー、角運動量、線運動量 - 初期値と関連付けられる バイナリブラックホール（BBH）合体における離心率。 平均異常を変化させることにより ポストニュートンの観点から見たパラメータ範囲 $[0,2\pi]$ 全体の $l_0$、 これらの放射の振動をカプセル化するエンベロープを確立します。 数量。 私たちの分析により、振動は次の影響を受けることが明らかになりました。 特定の初期条件 $l_0$ では、偏心の影響が寄与します。 この封筒の形成。 続いて、力学量をモデル化します。 ピーク光度 $L_{\text{peak}}$、残留質量 $M_{\text{rem}}$、スピンなど $\alpha_{\text{rem}}$、円軌道での反動速度 $V_{\text{rem}}$。 多項式モデリングを通じて、質量比との関係を調査します。 そして相関関係。 私たちの結果はこれらの有効性を実証しています 間の複雑な関係と相関を捉える多項式 これらの量は円軌道上にあります。 さらに、総合して分析します。 円軌道と離心軌道の両方の力学量を明らかにし、 個別の質量に対応する特定の範囲内の連続的な変動 比率。 これらの変動は、初期値の継続的な変化の影響を受けます。 離心率とそれに関連するエンベロープは次のように推定できます。 他の質量比も包含する。 の最大値と最小値を補間することにより、 これらの動的量に関連して、かなり広範な領域を明らかにします。 軌道上と非軌道の両方の BBH 合体における円軌道。 これらのドメイン 動的量間の関係に堅牢な制約を提供します。 質量比とその相関関係。 最後に、これの拡張について説明します。 スピン配列とスピン歳差運動構成への偏心効果 BBH。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper, we study the gravitational collapse of a fluid ball undergoing dissipation in the form of heat flux, in the framework of $f(R,T)$ gravity. To apply the junction conditions in order to match the interior and the exterior spacetimes and analyze the dynamics of collapse, it is necessary to know the exterior metric for the radiating fireball, which is not yet available in the context of $f(R,T)$ gravity. Therefore, at the outset, we have determined the exterior Vaidya-like radiating metric in $f(R,T)$ gravity. Subsequently, we solved the $f(R,T)$ field equations and used the $f(R,T)$ junction conditions to match the exterior with the interior spacetime. The time of formation of the singularity and the time of formation of the apparent horizon have been determined. It is concluded that the final singularity is hidden behind the horizon. | この論文では、流体ボールの重力崩壊を研究します。 $f(R,T)$ 重力の枠組みにおける熱流束の形での散逸。 に 内部と外部を一致させるために接合条件を適用します 時空を解析し、崩壊のダイナミクスを分析するには、 放射する火の玉の外部メトリック。 これはまだ利用できません。 $f(R,T)$ 重力のコンテキスト。 したがって、最初に決定したのは、 $f(R,T)$ 重力における外部 Vaidya のような放射計量。 その後、私たちは、 $f(R,T)$ 場方程式を解き、$f(R,T)$ 接合条件を使用しました 外部と内部の時空を一致させるために。 結成の時期は、 特異点と見かけの地平線の形成時期は、 決定した。 最終特異点は背後に隠されていると結論付けられています。 地平線。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Understanding the continuum limit of a theory of discrete random geometries is a beautiful but difficult challenge. In this optic, we review here the insights that can be obtained for Causal Dynamical Triangulations (CDT) by employing the Landau approach to critical phenomena. In particular, concentrating on the cases of two and three dimensions, we will make the case that the configuration of the volume of spatial slices effectively plays the role of an order parameter, helping us to understand the phase structure of CDT. Moreover, consistency with numerical simulations of CDT provides hints that the effective field theory of the model lives in the space of theories invariant under foliation-preserving diffeomorphisms. Among such theories, Horava-Lifshitz gravity has the special status of being a perturbatively renormalizable theory, while General Relativity sits in a subspace with enhanced symmetry. In order to reach either of them, one would likely need to fine tune some of the parameters in the CDT action, or additional ones from some generalization thereof. | 離散ランダム幾何学理論の連続限界を理解する 美しいけれど難しい挑戦です。 この光学系では、ここで次のことを確認します。 因果動的三角測量 (CDT) に関して得られる洞察は、 臨界現象に対してランダウアプローチを採用。 特に、 二次元、三次元の事例を中心に事例を作成していきます 空間スライスのボリュームの構成が効果的に再生すること 秩序パラメータの役割、相構造を理解するのに役立ちます。 CDT。 さらに、CDT の数値シミュレーションとの整合性がヒントを提供します。 モデルの有効場理論は理論の空間に存在するということ 葉面保存微分同相のもとで不変。 そのような理論の中で、 ホラヴァ・リフシッツの重力は、摂動的なものであるという特別な地位を持っています。 一方、一般相対性理論は次の部分空間にあります。 対称性が強化されました。 それらのいずれかに到達するには、おそらく次のことが必要になります。 CDT アクションの一部のパラメーター、または追加のパラメーターを微調整します。 その一般化。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Even though, classically, a black holes is gravitational object, it can be treated as a thermodynamic object when quantum effect is taken into account. It is found that by using Gibbs-Boltzmann entropy, thermodynamic system associated Schwarzschild-de Sitter black hole is unstable while it is stable under description of R\'enyi entropy. According to R\'enyi entropy, the thermodynamic phase space needed to be extended. Specifically, the non-extensive parameter must be treated as a thermodynamic variable. In this work, we investigate the thermodynamic stability of Schwarzschild-de Sitter black hole with R\'enyi entropy by treating non-extensive parameter as chemical potential. We found that it is possible to obtain the stability of the black hole under the process with fixing pressure, temperature and number of particles. We also found that there exist the phase transitions from the hot gas to the stable black hole in such the process. Therefore, if such a black hole is possibly observed, the non-extensive effect of R\'enyi statistics may provide a physical insight beyond the standard approach to black hole thermodynamics. | 古典的には、ブラック ホールは重力物体ですが、 量子効果が考慮される場合、熱力学的オブジェクトとして扱われます。 それ ギブス-ボルツマンエントロピーを使用することにより、関連する熱力学システムが発見される シュヴァルツシルト・デ・ジッターブラックホールは、以下の条件下では安定していますが、不安定です。 R\'enyi エントロピーの説明。 R\'enyi エントロピーによると、熱力学 位相空間を拡張する必要がありました。 具体的には、非拡張パラメータ 熱力学的変数として扱う必要があります。 この作業では、 R\'enyi によるシュヴァルツシルト・デ・ジッター ブラック ホールの熱力学的安定性 非拡張パラメータを化学ポテンシャルとして扱うことによりエントロピーを計算します。 見つけました このプロセス下でブラックホールの安定性を得ることが可能であること 定着圧力、温度、粒子数などを考慮します。 また、 高温ガスから安定したブラックホールへの相転移が存在します。 そういうプロセス。 したがって、このようなブラックホールが観測される可能性がある場合、 R\'enyi 統計の非広範囲な効果は物理的な洞察を提供する可能性があります ブラックホールの熱力学に対する標準的なアプローチを超えています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This article explores the motion of massive particles in the gravitational field of a modified gravity (MOG) black hole (BH), characterized by the parameter $\alpha$. Using the Hamiltonian formalism, the geodesic equations and the effective potential governing particle trajectories are derived. Key features, including the innermost stable circular orbit (ISCO) and the innermost bound circular orbit (IBCO), are analyzed, revealing their dependence on the particle's energy, angular momentum, and the MOG parameter. In the extremal case, where $\alpha=-1$, the event horizon merges with the Cauchy horizon, forming a distinctive BH configuration. Numerical methods are employed to compute periodic orbits in this spacetime, with a comparison drawn to the Schwarzschild BH. The findings indicate that for $\alpha>0$, periodic orbits around Schwarzschild-MOG BH exhibit lower energy requirements than those in Schwarzschild spacetime, whereas for $-1<\alpha<0$, the energy requirements are higher. Precessing orbits near periodic trajectories are also examined, offering insights into their complex dynamical behavior. Finally, the gravitational wave (GW) radiation from the periodic orbits of a test particle around the Schwarzschild-MOG BH is examined, generating intricate waveforms that provide insights into the gravitational structure of the system. | この記事では、重力空間における大質量粒子の運動を調査します。 修正重力 (MOG) ブラック ホール (BH) のフィールド。 パラメータ $\alpha$。 ハミルトニアン形式主義、測地方程式、および 粒子軌道を支配する有効なポテンシャルが導出されます。 鍵 最内安定円軌道 (ISCO) や 最内周回軌道 (IBCO) が分析され、その依存関係が明らかになります。 粒子のエネルギー、角運動量、MOG パラメータに基づいて計算します。 で 極端な場合、$\alpha=-1$ の場合、事象の地平線はコーシーと結合します。 地平線を形成し、特徴的な BH 構成を形成します。 数値的手法が採用されている との比較を使用して、この時空の周期軌道を計算します。 シュヴァルツシルト BH.この結果は、$\alpha>0$ の場合、周期軌道が存在することを示しています。 Schwarzschild-MOG BH 周辺では、他の地域よりもエネルギー要件が低くなります。 シュヴァルツシルト時空の場合、$-1<\alpha<0$ の場合、エネルギー要件は次のようになります。 より高い。 周期軌道に近い歳差運動軌道も調べられます。 それらの複雑な動的挙動についての洞察を提供します。 最後に、 試験粒子の周期軌道からの重力波 (GW) 放射 Schwarzschild-MOG BH の周囲を調べ、複雑な波形を生成します これにより、システムの重力構造についての洞察が得られます。 |
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| In this paper we obtain logarithmic corrections to the black hole entropy. Motivated by our recent proposal concerning the nature of the degrees of freedom leading to the black hole entropy in terms of a Bose Einstein (BEC) condensate of gravitons, we study how to introduce logarithmic corrections. In fact we show that, after modifying the internal energy by means of simple by physically sound arguments dictated by ordinary quantum mechanics and possible non-commutative effects at Planckian scales, a logarithmic term does appear in the Bekenstein Hawking entropy law. We also obtain that the entropy $S_{BH}$ of a ball of Planckian areal radius is $2\pi K_B$, i.e. $S_{BH}(R=L_P)=2\pi K_B$. Our approach show that the possibility that the interior of a black hole is composed with a BEC of gravitons is a viable physically motivated possibility. | この論文では、ブラック ホール エントロピーの対数補正を取得します。 学位の性質に関する私たちの最近の提案が動機となっています。 ボーズ・アインシュタイン (BEC) の観点からブラック ホール エントロピーにつながる自由 重力子の凝縮体を対象として、対数補正を導入する方法を研究します。 で 実際、内部エネルギーを単純に変更した後、次のことがわかります。 通常の量子力学によって決定される物理的に健全な議論と可能性 プランクスケールでの非可換効果では、対数項が現れます。 ベケンシュタイン・ホーキングのエントロピー法則。 また、次のエントロピー $S_{BH}$ も得られます。 プランクの面積半径のボールは $2\pi K_B$、つまり $S_{BH}(R=L_P)=2\pi K_B$ です。 私たちのアプローチは、ブラックホールの内部が存在する可能性を示しています。 重力子の BEC で構成されることは、物理的に動機付けられた実行可能な可能性です。 |
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| Previously the linearized stress tensor of a stationary Kerr black hole has been used to determine some of the values of gravitational couplings for a spinning black hole to linear order in the Riemann tensor in the action (worldline or quantum field theory). In particular, the couplings on operators containing derivative structures of the form $(S\cdot\nabla)^n$ acting on the Riemann tensor were fixed, with $S^\mu$ the spin vector of the black hole. In this paper we find that the Kerr solution determines all of the multipole moments in the sense of Dixon of a stationary spinning black hole and that these multipole moments determine all linear in $R$ couplings. For example, additional couplings beyond the previously mentioned are fixed on operators containing derivative structures of the form $S^{2n}(p\cdot\nabla)^{2n}$ acting on the Riemann tensor with $p^\mu$ the momentum vector of the black hole. These additional operators do not contribute to the three-point amplitude, and so do no contribute to the linearized stress tensor for a stationary black hole. However, we find that they do contribute to the Compton amplitude. Additionally, we derive formal expressions for the electromagnetic and gravitational Compton amplitudes of generic spinning bodies to all orders in spin in the worldline formalism and evaluated expressions for these amplitudes to order $S^3$ in electromagnetism and order $S^5$ in gravity. | 以前は、静止カー ブラック ホールの線形化された応力テンソルは、 の重力結合の値の一部を決定するために使用されます。 アクション中のリーマンテンソルの線形秩序までブラックホールを回転させる (世界線または場の量子論)。 特に、演算子の結合 に作用する $(S\cdot\nabla)^n$ 形式の派生構造が含まれています。 リーマンテンソルは $S^\mu$ をブラックホールのスピンベクトルとして固定されました。 で この論文では、カー解がすべての多極子を決定することを発見しました。 ディクソンの感覚で、静止して回転するブラックホールの瞬間と、 これらの多極子モーメントは、$R$ 結合におけるすべての線形を決定します。 例えば、 前述したものを超える追加の結合は演算子に固定されています $S^{2n}(p\cdot\nabla)^{2n}$ の形式の派生構造を含む ブラック ホールの運動量ベクトル $p^\mu$ を使用したリーマン テンソル上。 これら 追加の演算子は 3 点振幅に寄与しないため、同様に影響します。 静止ブラック ホールの線形化された応力テンソルには寄与しません。 ただし、それらがコンプトン振幅に寄与していることがわかります。 さらに、電磁気および 一般的な回転体のすべての次数に対する重力コンプトン振幅 世界線形式主義でのスピンとこれらの振幅の評価式 電磁気学では $S^3$ を命令し、重力では $S^5$ を命令します。 |
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| For zero spatial curvature, cosmological phase space of Starobinsky and extended Starobinsky inflationary model show three apparent attractors; the fixed angle attractor in the large field limit, the final attractor representing reheating phase in the small field region, and the apparent attractor corresponding to the slow-roll condition connecting between the large-field and small-field region. To consider the total $e$-folding likelihood of the model, Remmen-Carroll conserved measure is constructed and normalized. Using the measure, the total e-folding number $N$ and its expectation value $\left\langle N \right\rangle$ are calculated. We found that $\left\langle N \right\rangle = 62.37$ for ultraviolet cutoff $\phi_{\rm UV}=50 M^{*}_{\rm Pl}$ in the Starobinsky model. For extended Starobinsky model with additional $R^3$ term parametrized by a coupling $\alpha$, the expectation value shifted to lower values $\left\langle N \right\rangle = 4.03, 61.4$ for $\alpha = 10^{-4},10^{-35}$ respectively. | ゼロ空間曲率の場合、スタロビンスキーの宇宙論的位相空間と 拡張スタロビンスキーインフレモデルは、3 つの明らかなアトラクターを示しています。 の 大きなフィールド制限における固定角度アトラクター、最終アトラクター 小さなフィールド領域での再加熱段階を表し、見かけの 間を繋ぐスローロール条件に対応したアトラクター 大フィールド領域と小フィールド領域。 $e$-folding の合計を考慮するには モデルの尤度、レンメン・キャロル保存測度が構築され、 正規化された。 この尺度を使用すると、電子折りの総数 $N$ とその 期待値 $\left\langle N \right\rangle$ が計算されます。 私たちはそれを発見しました $\left\langle N \right\rangle = 62.37$ 紫外線カット $\phi_{\rm UV}=50 スタロビンスキー モデルの M^{*}_{\rm Pl}$。 拡張スタロビンスキーモデルの場合、 結合 $\alpha$ によってパラメータ化された追加の $R^3$ 項、期待値 値をより低い値にシフト $\left\langle N \right\rangle = 4.03, 61.4$ それぞれ $\alpha = 10^{-4}、10^{-35}$ です。 |
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| Contributions from the Indian gravity community have played a significant role in shaping several branches of astronomy and astrophysics. This document reviews some of the most important contributions and presents a vision for gravity research in the context of astronomy \& astrophysics in India. This is an expanded version of one of the chapters in the recently released Vision Document of the Astronomical Society of India. | インドの重力コミュニティからの貢献は重要な役割を果たしています 天文学と天体物理学のいくつかの分野を形成する上での役割。 この文書 最も重要な貢献のいくつかをレビューし、次のビジョンを提示します。 インドにおける天文学および天体物理学の文脈における重力研究。 これは 最近リリースされたビジョンの 1 つの章の拡張版 インド天文協会の文書。 |
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| Quasi-periodic eruptions (QPEs) are intense repeating soft X-ray bursts with recurrence times about a few hours to a few weeks from galactic nuclei. More and more analyses show that QPEs are the result of collisions between a stellar mass object (SMO, a stellar mass black hole or a main sequence star) and an accretion disk around a supermassive black hole (SMBH) in galactic nuclei. QPEs have shown to be invaluable in probing the orbits of SMOs in the vicinity of SMBHs, and further inferring the formation of extreme mass ratio inspirals (EMRIs). In this paper, we extend previous orbital analyses in Refs. arXiv:2401.11190, arXiv:2405.06429 by including extra effects, the SMO orbital decay due to collisions with the disk and the disk precession. We find clear Bayes evidence for orbital decay in GSN 069 and for disk precession in eRO-QPE2, the two most stable QPE sources. The detection of these effects provides informative constraints on the SMBH mass, the radiation efficiency of QPEs, the SMO nature, the accretion disk surface density and the accretion disk viscosity. With tighter constraints on the SMO orbital parameters, we further confirm that these two QPE EMRIs are nearly circular orbiters which are consistent with the wet EMRI formation channel prediction, but are incompatible with either the dry loss-cone channel or the Hills mechanism. Combining all the QPE sources available, we find the QPE EMRIs can be divided into two populations according to their orbital eccentricities, where the orbital periods and the SMBH masses in the low-eccentricity population follow a scaling relation $T_{\rm obt}\propto M_{\bullet}^n$ with $n\approx 0.8$. | 準周期的噴火 (QPE) は、強力に繰り返される軟 X 線バーストです。 銀河核からの再発時間は約数時間から数週間です。 もっと さらに多くの分析により、QPE は恒星間の衝突の結果であることが示されています。 質量天体 (SMO、恒星質量ブラック ホールまたは主系列星) と 銀河核内の超大質量ブラック ホール (SMBH) の周りの降着円盤。 QPE の近くにある SMO の軌道を調査するのに非常に貴重であることが示されています。 SMBH、および極端な質量比のインスピレーションの形成をさらに推測する (EMRI)。 この論文では、参考文献にある以前の軌道解析を拡張します。 追加のエフェクト、SMO 軌道を含めた arXiv:2401.11190、arXiv:2405.06429 円盤との衝突や円盤の歳差運動によって減衰します。 明らかです GSN 069 の軌道崩壊と円盤歳差運動のベイズ証拠 eRO-QPE2、最も安定した 2 つの QPE ソース。 これらの影響の検出 SMBH の質量、放射効率に関する有益な制約を提供します。 QPE、SMOの性質、降着円盤の表面密度と降着円盤 粘度。 SMO 軌道パラメータに対するより厳しい制約により、我々はさらに、 これら 2 つの QPE EMRI がほぼ円形のオービターであることを確認します。 湿式 EMRI 形成チャネルの予測と一致しますが、互換性はありません ドライロスコーンチャネルまたはヒルズメカニズムのいずれかを使用します。 すべてを組み合わせると、 QPE ソースが利用可能ですが、QPE EMRI は 2 つに分類できることがわかりました。 軌道離心率に応じた個体群、軌道離心率 周期と低偏心母集団の SMBH 質量はスケーリングに従います。 $T_{\rm obt}\propto M_{\bullet}^n$ と $n\約 0.8$ の関係。 |
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| In this study, we present an analysis of the standard flat-$\Lambda$CDM model using a cosmographic approach, incorporating recent DESI BAO observations and Supernovae Type Ia catalogues (SNIa), including the DES-SN5YR and Pantheon+ compilations. We find full consistency between the standard model and the cosmographic approach when considering DESI BAO and SNIa catalogues independently. When combining DESI BAO with SNIa data, we examine the impact of the Planck prior on the sound horizon at the drag epoch, $r_d$, and the Cepheid prior on the absolute magnitude, $M$. Applying the Planck prior on $r_d$ alone yields an $H_0$ value consistent with the Planck measurement, while applying the Cepheid prior on $M$ alone results in an $H_0$ value consistent with the SH0ES measurement. Without any priors, the $H_0$ value obtained has a large error margin, reconciling the Planck and SH0ES measurements. In all cases where individual priors are applied, we observe no significant tension between the flat-$\Lambda$CDM model and the cosmographic approach. However, when both Planck and Cepheid priors are applied simultaneously, significant tensions arise between the model and cosmography. This tension is even more pronounced when excluding LRG1 and LRG2 from the DESI measurements. These results indicate that the standard model cannot simultaneously reconcile high-redshift Planck CMB observations and local Cepheid measurements. This discrepancy supports the possibility of new physics beyond the standard model or, alternatively, the presence of unrecognized systematic errors in the observational data. | この研究では、標準的な flat-$\Lambda$CDM モデルの分析を紹介します。 宇宙図的アプローチを使用し、最近の DESI BAO 観測を組み込んで、 超新星タイプ Ia カタログ (SNIa) (DES-SN5YR および Pantheon+ を含む) コンピレーション。 標準モデルと DESI BAO および SNIa カタログを検討する際の宇宙図的アプローチ 独立して。 DESI BAO と SNIa データを組み合わせる場合、次の影響を調べます。 抗力時代、$r_d$、およびセファイドにおける音の地平線に先立つプランク 絶対大きさ $M$ の前に。 $r_d$ のみに事前にプランクを適用する を適用すると、プランク測定と一致する $H_0$ 値が得られます。 $M$ の前のセファイド単独では、結果と一致する $H_0$ 値が得られます。 SH0ES測定。 事前分布がなければ、取得された $H_0$ 値は大きな値になります。 誤差マージン、プランク測定値と SH0ES 測定値を一致させます。 すべての場合において、 個々の事前分布が適用されると、それらの間に重大な緊張は観察されません。 flat-$\Lambda$CDM モデルと宇宙論的アプローチ。 ただし、両方の場合、 プランク事前分布とセファイド事前分布が同時に適用され、大きな張力がかかる モデルと宇宙論の間には問題が生じます。 この緊張感はさらに顕著になります DESI 測定から LRG1 と LRG2 を除外する場合。 これらの結果は、 標準モデルは高赤方偏移プランクを同時に調和させることができない CMB 観測と局所セファイド測定。 この矛盾は、 標準模型を超える新しい物理学の可能性、あるいは、 観測データにおける認識されていない系統誤差の存在。 |
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| We study the interior of black holes in the presence of charged scalar hair of small amplitude $\epsilon$ on the event horizon and show their terminal boundary is a crushing Kasner-like singularity. These spacetimes are spatially homogeneous and they differ significantly from the hairy black holes with uncharged matter previously studied in [M. Van de Moortel, Violent nonlinear collapse inside charged hairy black holes, Arch. Rational. Mech. Anal., 248, 89, 2024] in that the electric field is dynamical and subject to the backreaction of charged matter. This charged backreaction causes drastically different dynamics compared to the uncharged case that impact the formation of the spacelike singularity, exhibiting novel phenomena such as - Collapsed oscillations: oscillatory growth of the scalar hair, nonlinearly induced by the collapse. - A fluctuating collapse: The final Kasner exponents' dependency in $\epsilon$ is via an expression of the form $|\sin\left(\omega_0 \cdot \epsilon^{-2}+ O(\log (\epsilon^{-1}))\right)|$. - A Kasner bounce: a transition from an unstable Kasner metric to a different stable Kasner metric. The Kasner bounce occurring in our spacetime is reminiscent of the celebrated BKL scenario in cosmology. We additionally propose a construction indicating the relevance of the above phenomena -- including Kasner bounces -- to spacelike singularities inside more general (asymptotically flat) black holes, beyond the hairy case. While our result applies to all values of $\Lambda \in \mathbb{R}$, in the $\Lambda<0$ case, our spacetime corresponds to the interior region of a charged asymptotically Anti-de-Sitter stationary black hole, also known as a holographic superconductor, and whose exterior region was rigorously constructed in the recent mathematical work [W. Zheng, Asymptotically Anti-de Sitter Spherically Symmetric Hairy Black Holes, arXiv.2410.04758]. | 帯電したスカラーヘアの存在下でブラックホールの内部を研究します 事象の地平面上で小さな振幅 $\epsilon$ を観測し、端末を表示します 境界は、カスナーのような圧倒的な特異点です。 これらの時空は空間的には 均一であり、毛深いブラックホールとは大きく異なります。 以前に [M.ヴァン デ モールテル、暴力的な非線形 帯電した毛むくじゃらのブラックホールの中で崩壊する、アーチ。 ラショナル。 メカ。 アナル、248、 89, 2024] 電場は動的であり、 帯電した物質の逆反応。 この電荷逆反応は重大な原因を引き起こします 非帯電の場合と比較して異なるダイナミクスが形成に影響を与える 宇宙のような特異点、次のような新しい現象を示します。 - 崩壊振動: スカラーヘアの振動成長、非線形 崩壊によって誘発された。 - 変動する崩壊: 最終的なカスナー指数の依存関係 $\epsilon$ は、$|\sin\left(\omega_0 \cdot の形式の式を介して計算されます) \epsilon^{-2}+O(\log (\epsilon^{-1}))\right)|$。 - カスナーバウンス: 不安定なカスナー指標から別の指標への移行 安定したカスナー指標。 私たちの時空で起こっているカスナーバウンスは、有名な 宇宙論におけるBKLシナリオ。 さらに、次のような構造を提案します。 カスナーバウンスを含む上記の現象との関連性 より一般的な（漸近的に平坦な）ブラック ホール内の宇宙のような特異点、 毛深い事件を超えて。 この結果は $\Lambda \in のすべての値に適用されますが、 \mathbb{R}$、$\Lambda<0$ の場合、私たちの時空は内部に対応します 漸近的に帯電したアンチデシッター静止ブラックホールの領域、また ホログラフィック超伝導体として知られ、その外部領域は厳密に 最近の数学的研究で構築されました [W.鄭氏、漸近的に反徳 球面対称の毛深いブラック ホールを観察する、arXiv.2410.04758]。 |
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| This report investigates general relativity and the Yang-Mills theory in four-dimensional space-time using a common mathematical framework, the Chern-Weil theory for principal bundles. The whole theory is described owing to the fibre bundle with the GL(4) symmetry by twisting several principal bundles with the gauge symmetry. In addition to the principal connection, we introduce the Hodge-dual connection into the Lagrangian to make gauge fields have dynamics independent from the Bianchi identity. We show that the duplex superstructure appears in the bundle when a Z2-grading operator exists in the total space of the bundle in general. The Dirac operator appears in the secondary superspace using the one-dimensional Clifford algebra, and it provides topological indices from the Atiyah-Singer index theorem. Though the topological index is usually discussed in the elliptic-type manifold, this report treats it in the hyperbolic-type space-time manifold using a novel method, the theta-metric space. The theta-metric treats the Euclidean and Minkowski spaces simultaneously and defines the topological index in the Minkowski space-time. | このレポートは、一般相対性理論とヤン・ミルズ理論を調査します。 共通の数学的枠組みを使用した 4 次元時空 プリンシパルバンドルのチャーン・ヴェイユ理論。 理論全体は次のように説明されています いくつかの主バンドルをねじることにより GL(4) 対称性を持つファイバーバンドル ゲージ対称性を備えています。 主要な接続に加えて、ホッジデュアルを導入します。 ラグランジュ関数に接続してゲージ フィールドのダイナミクスを独立させる ビアンキのアイデンティティから。 二重鎖超構造が次のように現れることを示します。 Z2 グレーディング オペレーターがバンドルの合計スペースに存在する場合のバンドル 一般的に。 ディラック演算子は、 1 次元クリフォード代数であり、 アティヤ・シンガー指数定理。 トポロジカルインデックスは通常楕円型で議論されますが、 多様体であるが、本報告では双曲型時空多様体で扱う。 シータメトリック空間という新しい方法を使用します。 シータメトリックでは、 ユークリッド空間とミンコフスキー空間を同時に定義し、トポロジー指標を定義します ミンコフスキー時空の中で。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Binary black holes are the most abundant source of gravitational-wave observations. Gravitational-wave observatories in the next decade will require tremendous increases in the accuracy of numerical waveforms modeling binary black holes, compared to today's state of the art. One approach to achieving the required accuracy is using spectral-type methods that scale to many processors. Using the SpECTRE numerical-relativity code, we present the first simulations of a binary black hole inspiral, merger, and ringdown using discontinuous Galerkin methods. The efficiency of discontinuous Galerkin methods allows us to evolve the binary through ~18 orbits at reasonable computational cost. We then use SpECTRE's Cauchy Characteristic Evolution (CCE) code to extract the gravitational waves at future null infinity. The open-source nature of SpECTRE means this is the first time a spectral-type method for simulating binary black hole evolutions is available to the entire numerical-relativity community. | 連星ブラックホールは重力波の最も豊富な発生源である 観察。 今後 10 年間の重力波観測には、 バイナリをモデリングする数値波形の精度が大幅に向上 ブラックホールを今日の最先端技術と比較してみましょう。 達成するための 1 つのアプローチ 必要な精度は、さまざまなスケールに対応するスペクトル タイプの方法を使用することです。 プロセッサー。 スペクターの数値相対性コードを使用して、最初のコードを提示します。 を使用したバイナリ ブラック ホールのインスパイラル、マージ、リングダウンのシミュレーション 不連続ガラーキン法。 不連続ガラーキンの効率 この方法を使用すると、バイナリを妥当な速度で最大 18 軌道まで進化させることができます。 計算コスト。 次に、SpECTRE の Cauchy Characteristic Evolution (CCE) を使用します。 将来のゼロ無限大で重力波を抽出するコード。 の Spectre のオープンソースの性質は、これが Spectral タイプの初めてのことを意味します。 バイナリーブラックホールの進化をシミュレートする方法は、すべての人が利用できます。 数値相対性理論のコミュニティ。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The public release of data from the LIGO and Virgo detectors has enabled the identification of potential gravitational wave signals by independent teams using alternative methodologies. In addition to the LIGO-Virgo-KAGRA (LVK) collaboration's GWTC-3 catalogue there have been several additional works claiming the detection of signals in the data from the first three observing runs. In this paper we present an analysis of these new signals using the same analysis workflow which was used to generate the GWTC-2.1 and GWTC-3 catalogues published by the LVK, matching the analysis configuration as closely as possible, and we provide our parameter estimation results in a format comparable to those of the GWTC-3 data release. We also include a discussion of the workflow developed for this analysis. | LIGO および Virgo 検出器からのデータの一般公開により、 独立したチームによる潜在的な重力波信号の特定 代替方法論を使用します。 LIGO-Virgo-KAGRA (LVK) に加えて コラボレーションのGWTC-3カタログには追加の作品がいくつかあります 最初の 3 つの観測データからシグナルが検出されたと主張 走る。 この論文では、同じものを使用したこれらの新しい信号の分析を紹介します。 GWTC-2.1 および GWTC-3 カタログの生成に使用された分析ワークフロー LVK によって公開されており、分析構成とほぼ一致しています。 パラメータ推定結果を次の形式で提供します。 GWTC-3 データリリースのものと同等です。 についてのディスカッションも含まれます この分析のために開発されたワークフロー。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper we study various aspects of ghost resonances: the resummation that leads to the dressed propagator, the poles locations, the analytic continuation into the second Riemann sheet and the spectral representations in both first and second sheets. In particular, we show that for real masses above the multiparticle threshold the ghost propagator has a pair of complex conjugate poles in the first sheet, unlike the case of an ordinary unstable resonance which has no pole in the first sheet but a complex conjugate pair in the second sheet. Mathematical and physical implications of this feature are discussed. We also clarify an important point regarding the two absorptive contributions of a ghost propagator in the narrow-width approximation. Furthermore, we argue that finite-time quantum field theories are needed to consistently derive the dressed ghost propagator and capture the true physical properties of ghost resonances. Throughout the work, different prescriptions to define the ghost propagator on the real axis are considered: Feynman, anti-Feynman and fakeon prescriptions. | この論文では、ゴースト共鳴のさまざまな側面を研究します。 それは、ドレスドプロパゲータ、極の位置、分析につながります。 2 番目のリーマンシートとスペクトル表現への継続 1枚目と2枚目両方。 特に、上記の実質量に対して、 ゴースト プロパゲーターが持つ複素数のペアを持つ多重粒子のしきい値 通常の不安定な場合とは異なり、最初のシートに共役極が存在します。 最初のシートには極がありませんが、複素共役対が含まれる共鳴 2枚目のシート。 この特徴の数学的および物理的影響は次のとおりです。 議論しました。 また、2 つの吸収に関する重要な点も明確にします。 狭幅近似におけるゴースト プロパゲータの寄与。 さらに、有限時間場の量子理論が必要であると主張します。 着飾った幽霊の伝播体を一貫して導き出し、真の物理的なものを捕捉します ゴースト共鳴の特性。 作品を通して、さまざまな処方箋が 実軸上のゴースト プロパゲータの定義を考慮します: Feynman、 反ファインマンと偽者処方箋。 |