本ウェブサイトはあくまで非公式です．
研究に用いる場合には，必ず原論文を読んでください．このウェブサイトはあくまで情報収集をサポートするためのものであり，正確性を保証するものではありません．
掲載されている論文の著作権は各論文の著者にあります．
本ウェブサイトで利用しているメタデータ（タイトルやアブストラクト等）はCC0 1.0の下で利用が許可されています．
本ウェブサイトの利用によって生じたあらゆる損害について管理人は責任を負いません．
Thank you to arXiv for use of its open access interoperability. This service was not reviewed or approved by, nor does it necessarily express or reflect the policies or opinions of, arXiv.
本ウェブページの作成にはarXiv APIを使用しています.arXivのオープンアクセスな相互運用性を利用できることについて,arXivに心より感謝申し上げます.このウェブサイトはarXivによってレビューまたは承認されたものではなく，必ずしもarXivの方針または意見を表明または反映するものではありません．
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The question of whether gravity is fundamentally quantum remains one of the most profound open problems in modern physics. A recently explored approach consists in testing gravity's ability to entangle quantum systems, which requires preparing and controlling large-mass quantum states-a formidable experimental challenge. We propose an alternative strategy that circumvents the need for quantum state engineering. We show that if gravity is classical in the sense of being a local operation and classical communication (LOCC) channel, it must necessarily introduce diffusion in the motion of quantum systems. We derive the master equation governing this diffusive dynamics and establish a lower bound on the noise that any classical gravitational interaction must induce. Next, we outline an experimental protocol based on a high-precision torsion pendulum at millikelvin temperatures, showing that the predicted diffusion, if present, is in principle detectable with near-term technology. Our approach offers a novel route to testing the classical vs quantum nature of gravity without requiring macroscopic quantum superpositions or high control of the quantum state of the system, significantly reducing the experimental complexity. | 重力が基本的に量子であるかどうかという問題は、依然として重要な問題の 1 つです。 現代物理学の最も深刻な未解決の問題。 最近検討されたアプローチ 量子システムをもつれさせる重力の能力をテストすることにあります。 大質量の量子状態を準備して制御する必要がありますが、これは非常に困難です 実験的な挑戦。 を回避する代替戦略を提案します。 量子状態工学の必要性。 重力が古典的である場合、 ローカル操作および古典通信 (LOCC) チャネルであるという感覚、 量子システムの運動には必然的に拡散が導入されなければなりません。 私たちは この拡散ダイナミクスを支配するマスター方程式を導き出し、 古典的な重力相互作用が必要とするノイズの下限 誘発する。 次に、高精度の実験プロトコルに基づいた実験プロトコルの概要を説明します。 ミリケルビン温度でのねじり振り子。 予測された 拡散が存在する場合、原理的には近い将来の技術で検出可能です。 私たちのアプローチは、古典的な性質と量子の性質をテストするための新しいルートを提供します。 巨視的な量子の重ね合わせや高度な制御を必要としない重力 システムの量子状態を解析し、実験の負担を大幅に軽減します。 複雑。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In the phase space perspective, scalar field slow roll inflation is described by a heteroclinic orbit from a saddle type fixed point to a final attractive point. In many models the saddle point resides in the scalar field asymptotics, and thus for a comprehensive view of the dynamics a global phase portrait is necessary. For this task, in the literature one mostly encounters dynamical variables that either render the initial or the final state singular, thus obscuring the full picture. In this work we construct a hybrid set of variables which allow the depiction of both the initial and final states distinctly in nonsingular manner. To illustrate the method, we apply these variables to portray various interesting types of scalar field inflationary models like metric Higgs inflation, metric Starobinsky inflation, pole inflation, and a nonminimal Palatini model. | 位相空間の観点からは、スカラー場のスローロールインフレーションが説明されます。 サドル型固定点から最終引力までの異斜軌道による ポイント。 多くのモデルでは、鞍点はスカラー場の漸近線に存在します。 したがって、ダイナミクスの包括的なビューを得るには、グローバルな位相のポートレートが必要です。 必要。 このタスクに関して、文献では主に動的問題に遭遇します。 初期状態または最終状態を単数形にする変数。 全体像を曖昧にします。 この作業では、変数のハイブリッド セットを構築します。 これにより、初期状態と最終状態の両方を明確に描写できるようになります。 特異でない方法。 この方法を説明するために、これらの変数を次のように適用します。 次のようなさまざまな興味深いタイプのスカラー場インフレーション モデルを描写します。 計量ヒッグス インフレーション、計量スタロビンスキー インフレーション、ポール インフレーション、および 非最小パラティーニモデル。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The standard cosmological model currently in force, aka $\Lambda$CDM, has been plagued with a variety of tensions in the last decade or so, which puts it against the wall. At the core of the $\Lambda$CDM we have a rigid cosmological term, $\Lambda$, for the entire cosmic history. Recently, the results from the DESI collaboration suggested the possibility that dark energy (DE) should be dynamical rather than just a cosmological constant. Using a generic $w_0w_a$CDM parameterization, DESI favors quintessence behavior at $\sim 3\sigma$ c.l. However, to alleviate the tensions the DE needs more features. In the proposed $w$XCDM model of [45] the DE is actually a composite cosmic fluid with two components $(X,Y)$ acting sequentially: first $X$ (above a transition redshift $z_t$) and second $Y$ (below $z_t$). Fitting the model to the data, we find that the late component $Y$ behaves as quintessence, like DESI. However, to cure the $H_0$ and growth tensions, $X$ must behave as `phantom matter' (PM), which in contrast to phantom DE provides positive pressure at the expense of negative energy density. Using the SNIa (considering separately Pantheon$+$ and DESY5), cosmic chronometers, transversal BAO, LSS data, and the full CMB likelihood from Planck 2018, we find that both tensions can be completely cut down. We also compare the $w$XCDM with our own results using the standard $w$CDM and $w_0w_a$CDM parameterizations of the DE. In all cases, model $w$XCDM performs much better. Finally, we have repeated our analysis with BAO 3D data (replacing BAO 2D), and we still find that the main dynamical DE models (including composite ones) provide a much better fit quality compared to $\Lambda$CDM. The growth tension is alleviated again, but in contrast, the $H_0$-tension remains significant, which is most likely reminiscent of the internal conflict in the BAO sector. | 現在有効な標準宇宙論モデル、別名 $\Lambda$CDM は、 過去 10 年ほどの間、さまざまな緊張に悩まされてきました。 壁に向かって。 $\Lambda$CDM の中心には、厳密な宇宙論があります。 $\Lambda$ という用語は、宇宙の歴史全体を表します。 最近の結果では、 DESI 共同研究は、ダーク エネルギー (DE) が存在する可能性を示唆しました。 単なる宇宙論的な定数ではなく、力学的なものです。 汎用 $w_0w_a$CDM の使用 パラメータ化では、DESI は $\sim 3\sigma$ c.l での典型的な動作を優先します。 ただし、緊張を緩和するには、DE にはさらに多くの機能が必要です。 提案された内容では、 [45] DE の $w$XCDM モデルは、実際には 2 つの要素を含む複合宇宙流体です。 コンポーネント $(X,Y)$ は順次動作します: 最初の $X$ (遷移赤方偏移より上) $z_t$) と 2 番目の $Y$ ($z_t$ の下)。 モデルをデータに当てはめると、次のことがわかります。 後半のコンポーネント $Y$ は DESI のように本質的に動作します。 ただし、 $H_0$ と成長の緊張を治すには、$X$ は「幻の物質」 (PM) として振る舞う必要があります。 ファントム DE とは対照的に、これは、 負のエネルギー密度。 SNIa の使用 (Pantheon$+$ と DESY5)、宇宙クロノメーター、横断BAO、LSSデータ、および完全なCMB Planck 2018 の可能性から、両方の緊張を完全にカットできることがわかります。 下。 また、標準を使用して $w$XCDM を私たち自身の結果と比較します。 DE の $w$CDM および $w_0w_a$CDM パラメータ化。 すべての場合において、$w$XCDM をモデル化します。 パフォーマンスがはるかに向上します。 最後に、BAO 3D データを使用して分析を繰り返しました。 (BAO 2D を置き換え)、主要な動的 DE モデルは依然として存在することがわかります。 (複合のものを含む) $\Lambda$CDM。 成長の緊張は再び緩和されますが、それとは対照的に、 $H_0$ 緊張は依然として顕著であり、これはおそらく、 BAO部門の内部紛争。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In this study, we first heuristically constitute the charges for the chiral transformation associated with the large U(1) gauge symmetry. We name those as the large chiral charges, and the chiral transformation those generate as the large chiral transformations. Then, showing that those can be obtained based on Noether's theorem, we once obtain the anomaly equation associated with those large chiral transformations. Then, for the one-loop diagrams of the fermionic field coupling to the multiple classical gauge fields (those constitute the effective action of the model in this study with regard to the gauge field), we perform an axailization. Then, defining the BRS transformations for the large U(1) gauge symmetry (we name those as the large BRS transformation), we perform those large BRS transformations to those axialized one-loop diagrams. Then, evaluating those, we show that the anomaly equations mentioned above can be derived. It is also shown that those anomaly equations can be derived in Fujikawa method. The result in this study would be important as a development of the large U(1) gauge symmetry. | この研究では、まずキラルの電荷を発見的に構成します。 大きな U(1) ゲージの対称性に関連する変換。 それらを次のように名付けます 大きなキラル電荷とそれらが生成するキラル変換 大きなキラル変換。 次に、それらが以下に基づいて取得できることを示します。 ネーターの定理、これらに関連する異常方程式が得られます。 大きなキラル変換。 次に、フェルミオンの 1 ループ図については、 複数の古典的なゲージ場に結合する場 (これらは、 ゲージフィールドに関するこの研究におけるモデルの効果的な動作）、 アキライゼーションを実行します。 次に、大規模なオブジェクトの BRS 変換を定義します。 U(1) ゲージ対称性 (これらを大規模 BRS 変換と名付けます) を実行します。 これらの大規模な BRS 変換を軸化された 1 ループ図に変換します。 それから、 それらを評価すると、上記の異常方程式が次のようになり得ることがわかります。 派生。 また、これらの異常方程式は次のように導出できることも示されています。 藤川メソッド。 この研究の結果は開発として重要になるだろう 大きな U(1) ゲージ対称性。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Thermal X-ray emission from rotation-powered millisecond pulsars, shaped by gravitational lensing and the beaming of the surface radiation, provides critical insights into neutron star properties. This approach has been the focus of observations with the NICER mission. Using a semi-analytic model to calculate pulse profiles, we investigate the effects of adopting incorrect beaming models on the inferred compactness of neutron stars. We demonstrate that assuming a more centrally peaked beaming pattern when fitting data from a more isotropic emitter leads to an underestimation of compactness in the case of two antipodal polar caps. We present a detailed analysis of this counterintuitive result, offering both qualitative insights and quantitative estimates. If the atmospheric heating in the millisecond pulsars observed with NICER is shallow, the inferred radii for these sources could be significantly overestimated, with important implications for neutron star structure and equation-of-state constraints. | 回転駆動のミリ秒パルサーからの熱 X 線放射。 重力レンズと表面放射線のビームにより、 中性子星の性質に関する重要な洞察。 このアプローチは、 NICERミッションによる観測の焦点。 半分析モデルを使用して、 パルスプロファイルを計算する際に、誤ったパルスプロファイルを採用した場合の影響を調査します。 中性子星の推定されるコンパクトさに関するモデルをビームします。 実演します これは、 エミッタの等方性が高いと、ケース内のコンパクト性が過小評価されることになります。 2 つの対蹠的な極冠の一部。 この詳細な分析を紹介します 直観に反する結果、定性的洞察と定量的洞察の両方を提供 推定値。 ミリ秒パルサーで大気の加熱が観測された場合 NICER は浅いため、これらの発生源の推定半径は大幅に大きくなる可能性があります 過大評価されており、中性子星の構造に重要な影響を及ぼし、 状態方程式の制約。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We explore the implications of finite-temperature quantum field theory effects on cosmological parameters within the framework of the $\Lambda$CDM model and its modification. By incorporating temperature-dependent corrections to the cosmological constant, we extend the standard cosmological model to include additional density parameters, $\Omega_{\Lambda_2}$ and $\Omega_{\Lambda_3}$, which arise from finite-T quantum gravitational effects. Using the Cosmic Linear Anisotropy Solving System, we analyze the impact of these corrections on the cosmic microwave background power spectrum and compare the results with the Planck 2018 data. Through brute-force parameter scans and advanced machine learning techniques, including quartic regression, we demonstrate that the inclusion of $\Omega_{\Lambda_2}$ and $\Omega_{\Lambda_3}$ improves the model's predictive accuracy, achieving high $R^2$ values and low mean squared error. The present work paves the way for future research into higher-order corrections and enhanced computational methods for cosmological parameter estimation. | 有限温度場の量子論の意味を探る $\Lambda$CDM の枠組み内の宇宙論的パラメーターへの影響 モデルとその修正。 温度依存補正を組み込むことで 宇宙論的定数に対して、標準的な宇宙論モデルを次のように拡張します。 追加の密度パラメータ $\Omega_{\Lambda_2}$ と $\Omega_{\Lambda_3}$、有限 T 量子重力効果から生じます。 Cosmic Linear Anisotropy Solving System を使用して、次の影響を分析します。 宇宙マイクロ波背景パワースペクトルに対するこれらの補正と比較 Planck 2018 データを使用した結果。 ブルートフォースパラメータスキャンを通じて、 四次回帰などの高度な機械学習技術を活用し、 $\Omega_{\Lambda_2}$ と $\Omega_{\Lambda_3}$ が含まれていることを示します モデルの予測精度が向上し、高い $R^2$ 値と低い $R^2$ 値を実現します。 平均二乗誤差。 現在の研究は、次のような将来の研究への道を切り開きます。 高次補正と宇宙論的計算手法の強化 パラメータの推定。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We study the polarization of black hole jets on scales of $10-10^3\,GM/c^2$ and show that large spatial swings in the polarization occur at three characteristic distances from the black hole: the radius where the counter-jet dims, the radius where the magnetic field becomes azimuthally dominated (the light cylinder), and the radius where the plasma reaches its terminal Lorentz factor. To demonstrate the existence of these swings, we derive a correspondence between axisymmetric magnetohydrodynamic outflows and their force-free limits, which allows us to analytically compute the plasma kinematics and magnetic field structure of collimated, general relativistic jets. We then use this method to ray trace polarized images of black hole jets with a wide range of physical parameters, focusing on roughly face-on jets like that of M87. We show that the location of the polarization swings is strongly tied to the location of the light cylinder and thus to the black hole's spin, illustrating a new method of measuring spin from polarized images of the jet. This signature of black hole spin should be observable by future interferometric arrays like the (Next Generation) Event Horizon Telescope, which will be able to resolve the polarized emission of the jet down to the near-horizon region at high dynamic range. | $10-10^3\,GM/c^2$ のスケールでブラック ホール ジェットの偏光を研究します。 偏光の大きな空間スイングが 3 つの位置で発生することを示します。 ブラックホールからの特徴的な距離: カウンタージェットが衝突する半径 薄暗い、磁場が方位角的に支配される半径 ( 軽い円柱）、およびプラズマがその末端ローレンツに到達する半径 要素。 これらのスイングの存在を証明するために、次のように導きます。 軸対称磁気流体力学的流出とその流出の間の対応 力のない限界により、プラズマを分析的に計算できるようになります。 コリメートされた一般相対論的運動学と磁場構造 ジェット機。 次に、この方法を使用して、ブラック ホール ジェットの偏光画像を光線追跡します。 広範囲の物理パラメータを使用し、次のようなほぼ正面向きのジェットに焦点を当てます。 M87のこと。 偏光スイングの位置が大きく変化していることを示します。 光の円柱の位置、ひいてはブラックホールの回転と結びついており、 ジェットの偏光画像からスピンを測定する新しい方法を示しています。 ブラックホールのスピンのこの兆候は、将来的には観測可能になるはずです (次世代) Event Horizon Telescope のような干渉アレイ、 これにより、ジェットの偏光放出を分解できるようになります。 高ダイナミックレンジでの地平線付近の領域。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We quote a definitive simple proof that neither classical stochastic dynamics nor quantum dynamics can be nonlinear if we stick to their standard statistical interpretations. A recently proposed optomechanical test of gravity's classicality versus quantumness is based on the nonlinear Schr\"odinger-Newton equation (SNE) which is the nonrelativistic limit of standard semiclassical gravity. While in typical cosmological applications of semiclassical gravity the predicted violation of causality is ignored, it cannot be disregarded in applications of the SNE in high sensitive laboratory tests hoped for the coming years. We reveal that, in a recently designed experiment, quantum optical monitoring of massive probes predicts fake action-at-a-distance (acausality) on a single probe already. The proposed experiment might first include the direct test of this acausality. | 私たちは、古典的な確率力学ではないという決定的な単純な証明を引用します。 標準的な統計に固執する限り、量子力学も非線形ではありえません 解釈。 最近提案された重力の光学機械的テスト 古典性と量子性は非線形シュアディンガー・ニュートンに基づいています 標準半古典の非相対論的極限である方程式 (SNE) 重力。 半古典重力の典型的な宇宙論的応用では 予測された因果関係の違反は無視されますが、無視することはできません。 高感度臨床検査における SNE の応用が今後期待される 年。 私たちは、最近設計された実験で、量子光学が 大規模な探査機の監視は、遠隔地での偽の行動（非因果性）を予測します。 すでに単一のプローブが存在します。 提案された実験には、まず直接的な実験が含まれる可能性があります。 この非因果関係のテスト。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We study Proca theory with non-minimal coupling to gravity through the Ricci tensor and Ricci scalar interactions. We show that in the homogeneous and isotropic Universe together with cosmological constant, the temporal component of the vector field acquires a background value. As a result, we show that the theory propagates an additional degree of freedom, with respect to the generalized Proca theories, whose kinetic term suggests the presence of several strong coupling regimes that depend on the value of the background solution, the combination and vanishing of coupling constants, together with a scale-dependent one. We show in addition, that the speed of propagation for this mode vanishes, indicating the presence of another type of strong coupling. To further investigate this, we extend our analysis to the Bianchi Type I Universe, with the most general solution for the vector field. We show that the extra degree of freedom remains in the theory. Among the modes, we further show that the mode with vanishing speed of propagation is still present, pointing to the strong coupling. In addition, we discover a mode with scale-dependent strong coupling (vanishing kinetic term), one mode that propagates only in one single direction and two unstable modes. | 私たちは、Ricci を介して重力との非最小結合を伴うプロカ理論を研究します。 テンソルとリッチのスカラー相互作用。 我々はそれを均質および 等方性宇宙と宇宙定数、時間成分 ベクトル場のバックグラウンド値を取得します。 その結果、次のことがわかります。 理論により、追加の自由度が伝播されます。 一般化されたプロカ理論。 その運動学的用語はいくつかの存在を示唆しています。 バックグラウンド溶液の値に依存する強い結合領域、 結合定数の結合と消滅、および スケールに依存するもの。 さらに、伝播速度が このモードは消失し、別のタイプの強い結合が存在することを示します。 これをさらに調査するために、分析をビアンキ タイプ I に拡張します。 ベクトル場の最も一般的なソリューションを備えた宇宙。 我々は、 理論には余分な自由度が残っています。 モードのうち、さらに次のことを示します。 伝播速度が消滅するモードがまだ存在していることを示しています。 強いカップリング。 さらに、スケールに依存するモードを発見します。 強い結合 (消滅運動項)、1 つのモードのみで伝播する 単一方向と 2 つの不安定モード。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The ringdown of perturbed black holes has been studied since the 1970s, but until recently, studies have focused on linear perturbations. There is now burgeoning interest in nonlinear perturbative effects during ringdown. Here, using a hyperboloidal framework, we provide a complete treatment of linear and quadratic quasinormal modes (QNMs and QQNMs) in second-order perturbation theory, in Schwarzschild spacetime. We include novel methods for extracting QNMs and QQNMs amplitudes using a Laplace transform treatment, allowing for the inclusion of arbitrary initial data. We produce both time- and frequency-domain codes. From these codes, we present new results further exploring the unforeseen dependence of QQNMs amplitudes on the parity of the progenitor system, as demonstrated in our letter [Phys. Rev. Lett. 134, 061401 (2025)]. Our numerical results are restricted to perturbations of a Schwarzschild black hole, but our methods extend straightforwardly to the astrophysically realistic case of a Kerr black hole. | 摂動ブラックホールのリングダウンは1970年代から研究されてきたが、 最近まで、研究は線形摂動に焦点を当ててきました。 今はあります リングダウン中の非線形摂動効果に対する関心が高まっています。 ここ、 双曲面フレームワークを使用して、線形および 2 次摂動における二次準正規モード (QNM および QQNM) シュヴァルツシルト時空における理論。 新しい抽出方法が含まれています QNM と QQNM の振幅はラプラス変換処理を使用して、 任意の初期データが含まれる。 時間領域と周波数領域の両方を生成します コード。 これらのコードから、さらに詳しく調査した新しい結果を提示します。 QQNM 振幅の祖先のパリティへの予期せぬ依存性 私たちの手紙 [Phys.レット牧師。 134、061401 (2025)]。 私たちの数値結果はシュワルツシルトブラックの摂動に限定されています。 しかし、私たちの方法は天体物理学的に現実的なものに直接拡張されます。 カーブラックホールの場合。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| This note examines the BV formulation of $N=1$, $D=4$ supergravity in the first-order Palatini--Cartan framework. Challenges in achieving an off-shell formulation are addressed by introducing corrections to the rank 2 BV action, offering in addition a solid foundation for the study of the theory on manifolds with boundary. | このノートでは、$N=1$、$D=4$ 超重力の BV 定式化を検討します。 一次パラティーニ - カルタン フレームワーク。 オフシェルを達成するための課題 定式化は、ランク 2 BV アクションに修正を導入することで対処されます。 さらに、理論研究のための強固な基盤を提供します。 境界を持つ多様体。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The study of astrophysical phenomena like black hole shadows is an effective approach to properly understand the modified gravity and explore its validity. Motivated by recent astrophysical observations, we consider a black hole (BH) in $F(R)-$ModMax gravity and study the optical features such as the shadow's geometrical shape, energy emission rate, and deflection of light. More specifically, we show how the variation of the model parameters imprints specific signatures on these optical quantities. In the following, we consider such black holes as supermassive BHs and evaluate the parameters of the model with shadow size estimates done by the observations of M87* from the Event Horizon Telescope (EHT). According to our findings, the parameter $f_{R_{0}}$ plays an effective role in having results consistent with the EHT data such that the resulting shadow of AdS black holes in $F(R)-$ModMax gravity agrees with the observational data for $f_{R_{0}}<-1$. However, for dS black holes, a consistent result is observed for $f_{R_{0}}>-1$. | ブラックホールの影などの天体物理現象の研究は効果的です。 修正重力を正しく理解し、その妥当性を探るアプローチ。 最近の天体物理学的観測に基づいて、ブラック ホール (BH) について考察します。 $F(R)-$ModMax 重力の中で、影などの光学的特徴を研究します。 幾何学的形状、エネルギー放出率、光の偏向。 もっと 具体的には、モデルパラメータの変化がどのように影響を与えるかを示します。 これらの光学量に関する特定の特徴。 以下では、次のように考えます。 超大質量BHなどのブラックホールを観察し、モデルのパラメータを評価する イベントによる M87* の観測によって行われた影のサイズ推定を使用 地平線望遠鏡 (EHT)。 私たちの調査結果によると、パラメータ $f_{R_{0}}$ EHT データと一致する結果を得る上で効果的な役割を果たします。 $F(R)-$ModMax 重力における AdS ブラック ホールの影が一致すること $f_{R_{0}}<-1$ の観測データを使用します。 ただし、ds ブラック ホールの場合、 $f_{R_{0}}>-1$ では一貫した結果が観察されます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| As an update to our previously performed Bayesian inference analyses of the neutron star matter equation-of-state and related quantities, the additional impact of the recently published NICER data of PSR J0437-4751 is examined. Including the mass and radius distributions of this pulsar in our data base results in modest shifts from previously inferred median posterior values of radii $R$ and central densities $n_c$ for representative $1.4\,M_\odot$ and $2.1\,M_\odot$ neutron stars: radii are reduced by about $0.2-0.3$ km to values of $R_{1.4} = 12.1\pm 0.5$ km and $R_{2.1} = 11.9^{+0.5}_{-0.6}$ km (at the 68\% level), and central densities increase slightly to values of $n_c(1.4\,M_\odot)/n_0 = 2.8\pm 0.3$ and $n_c(2.1\,M_\odot)/n_0 = 3.8_{-0.7}^{+0.6}$ (in units of equilibrium nuclear matter density, $n_0 = 0.16$ fm$^{-3}$), i.e., they still fall below five times nuclear saturation density at the 68\% level. As a further significant result, the evidence established by analyzing Bayes factors for a negative trace anomaly measure, $\Delta = 1/3-P/\varepsilon < 0$, inside heavy neutron stars is raised to strong. | 以前に実行したベイズ推論分析の更新として、 中性子星物質の状態方程式と関連量、追加 最近公開された PSR J0437-4751 の NICER データの影響を調べます。 このパルサーの質量と半径の分布をデータベースに含めます 以前に推定された事後中央値からのわずかなシフトが生じます。 代表的な $1.4\,M_\odot$ の半径 $R$ と中心密度 $n_c$ $2.1\,M_\odot$ 中性子星: 半径は値まで約 $0.2-0.3$ km 減少します $R_{1.4} = 12.1\pm 0.5$ km と $R_{2.1} = 11.9^{+0.5}_{-0.6}$ km (時点で) 68\% レベル)、中心密度はわずかに増加して の値になります。 $n_c(1.4\,M_\odot)/n_0 = 2.8\pm 0.3$ および $n_c(2.1\,M_\odot)/n_0 = 3.8_{-0.7}^{+0.6}$ (平衡核物質密度の単位、$n_0 = 0.16$ fm$^{-3}$)、つまり、依然として核飽和の 5 倍を下回っています。 密度は 68\% レベルです。 さらに重要な結果として、証拠は、 負の微量異常測定のベイズ因子を分析することによって確立され、 $\Delta = 1/3-P/\varepsilon < 0$、重中性子星の内部は次のように引き上げられます。 強い。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We introduce a computational framework, Bayesian Evidence calculation fOr Model Selection (BEOMS) to evaluate multiple Bayesian model selection methods in the context of determining the equation of state (EOS) for cold neutron star (NS), focusing on their performance with current and next-generation gravitational wave (GW) observatories. We conduct a systematic comparison of various EOS models by using posterior distributions obtained from EOS-agnostic Bayesian inference of binary parameters applied to GWs from a population of binary neutron star (BNS) mergers. The cumulative evidence for each model is calculated in a multi-dimensional parameter space characterized by neutron star masses and tidal deformabilities. Our findings indicate that Bayesian model selection is most effective when performed in the two-dimensional subspace of component mass and tidal deformability, requiring fewer events to distinguish between EOS models with high confidence. Furthermore, we establish a relationship between the precision of tidal deformability measurements and the accuracy of model selection, taking into account the evolving sensitivities of current and planned GW observatories. BEOMS offers computational efficiency and can be adapted to execute model selection for gravitational wave data from other sources. | 計算フレームワークであるベイズ証拠計算を導入します。 複数のベイジアン モデル選択方法を評価するモデル選択 (BEOMS) 冷中性子星の状態方程式 (EOS) を決定するという文脈で (NS)、現行および次世代のパフォーマンスに焦点を当てる 重力波（GW）観測所。 私たちは体系的な比較を行っています。 EOS に依存しないから得られた事後分布を使用したさまざまな EOS モデル の母集団から GW に適用されるバイナリ パラメータのベイズ推論 連星中性子星（BNS）の合体。 各モデルの累積的な証拠は次のとおりです。 中性子星を特徴とする多次元パラメータ空間で計算される 質量と潮汐変形性。 私たちの調査結果は、ベイジアンモデルが 選択は、次の 2 次元部分空間で実行される場合に最も効果的です。 コンポーネントの質量と潮汐変形性を区別するために必要なイベントが少なくなります EOSモデル間で高い信頼性を持っています。 さらに、 潮汐変形能測定の精度と 進化する感度を考慮したモデル選択の精度 現在および計画されているGW天文台。 BEOMS は計算効率を提供し、 からの重力波データのモデル選択を実行するように適合させることができます。 他の情報源。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Relative entropy is a non-negative quantity and offers a powerful means of achieving a unified understanding of fundamental properties in physics, including the second law of thermodynamics and positivity bounds on effective field theories (EFTs). We analyze the relative entropy in scalar field theories and show that the non-negativity of relative entropy is potentially violated in perturbative calculations based on operator and loop expansions. Conversely, this suggests that the consistency of the EFT description in the scalar field theory can be identified by the sign of the relative entropy. In fact, we revisit an EFT of single-field inflation and present a relation between its non-linear parameter $f_{\rm NL}$ and the consistency condition of the EFT description derived from the relative entropy method. We find that interesting regions of $f_{\rm NL}$ that are observationally allowed can be constrained from the relative entropy by imposing the consistency of the EFT description when the EFT is generated via the interaction with heavy fields in UV theories. | 相対エントロピーは負ではない量であり、次の強力な手段を提供します。 物理学の基本的性質の統一的な理解を達成すること、 熱力学の第 2 法則と実効限界を含む 場の理論 (EFT)。 スカラー場の理論における相対エントロピーを分析します そして、相対エントロピーの非負性が潜在的に侵害されることを示します。 演算子とループ展開に基づく摂動計算。 逆に、 これは、スカラー場における EFT 記述の一貫性が保たれていることを示唆しています。 理論は相対エントロピーの符号によって識別できます。 実際、私たちは 単一フィールドのインフレーションの EFT を再検討し、その関係を示します。 非線形パラメータ $f_{\rm NL}$ と EFT の整合性条件 相対エントロピー法から得られた記述。 私たちはそれが興味深いと思います 観察上許可されている $f_{\rm NL}$ の領域は制限できます EFT 記述の一貫性を課すことによる相対エントロピーからの計算 UV理論における重磁場との相互作用を介してEFTが生成される場合。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The current LAGEOS-LARES 2 experiment aims to accurately measure the general relativistic Lense-Thirring effect in the gravitomagnetic field of the spinning Earth generated by the latter's angular momentum $\boldsymbol{J}$. The key quantity to a priori analytically assess the overall systematic uncertainty is the ratio $\mathcal{R}^{J_2}$ of the sum of the classical precessions of the satellites' nodes $\Omega$ induced by the Earth's oblateness $J_2$ to the sum of their post-Newtonian counterparts. $In$ $principle$, if the sum of the inclinations $I$ of both satellites were $exactly$ $180^\circ$, the semimajor axes $a$ and the eccentricities $e$ being $identical$, $\mathcal{R}^{J_2}$ would $exactly$ vanish. Actually, it is $not$ so by a large amount because of the departures of the $real$ satellites' orbital configurations from their $ideal$ ones. Thus, $J_2$ impacts not only directly through its own uncertainty, but also $indirectly$ through the errors in all the other physical and orbital parameters entering $\mathcal{R}^{J_2}$. The consequences of this fact are examined in greater details than done so far in the literature. The Van Patten and Everitt's proposal in 1976 of looking at the sum of the node precessions of two counter-orbiting spacecraft in (low-altitude) circular polar orbits is revamped rebranding it POLAr RElativity Satellites (POLARES). (Abridged) | 現在の LAGEOS-LARES 2 実験は、一般的な物質を正確に測定することを目的としています。 回転の重力磁場における相対論的レンズ・サーリング効果 後者の角運動量 $\boldsymbol{J}$ によって生成される地球。 鍵 全体的な系統的不確実性を事前に分析的に評価する数量 古典的な歳差運動の合計の比率 $\mathcal{R}^{J_2}$ 地球の扁平率 $J_2$ によって引き起こされる衛星のノード $\Omega$ の合計 ポストニュートン時代の対応物。 $In$ $principle$、 両方の衛星の傾斜 $I$ は、準メジャーである $exactly$ $180^\circ$ でした。 軸 $a$ と離心率 $e$ は $同一$、$\mathcal{R}^{J_2}$ です $まさに$消えてしまうでしょう。 実際には、それは $not$ であり、その理由は大部分です $real$衛星の軌道配置がそれらの軌道から外れる $理想的な$もの。 したがって、$J_2$ は、それ自体を通じて直接影響を与えるだけでなく、 不確実性だけでなく、他のすべての物理的な誤差を通じて $間接$ されることもあります $\mathcal{R}^{J_2}$ を入力する軌道パラメータ。 この結果 事実はこれまで文献で行われてきたものよりもさらに詳細に検討されています。 の 1976 年にノードの合計を調べるという Van Patten と Everitt の提案 (低高度) 円極点で逆軌道を周回する 2 機の宇宙船の歳差運動 orbits が刷新され、POLAr RElativity Satellites (POLARES) にブランド変更されました。 (要約) |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We investigate the evolution of anisotropies in Einstein-Gauss-Bonnet theory with a scalar field coupled to the Gauss-Bonnet term. Specifically, we examine the simplest scenario in which the scalar field lacks a kinetic term, and its kinetic contribution arises from an integration by parts of the Gauss-Bonnet scalar. We consider four- and five-dimensional anisotropic spacetimes, focusing on Bianchi I and extended Bianchi I geometries. Our study reveals that the asymptotic solutions correspond to locally symmetric spacetimes where at least two scale factors exhibit analogous behavior or, alternatively, to isotropic configurations where all scale factors evolve identically. Additionally, we discuss the effects of a cosmological constant, finding that the presence of the cosmological constant does not lead to an isotropic universe. | アインシュタイン・ガウス・ボンネット理論における異方性の進化を調査します ガウス・ボネット項に結合されたスカラー場を使用します。 具体的には、 スカラー場に運動項が欠けている最も単純なシナリオと、 運動学的寄与はガウスボンネットの一部による統合から生じます スカラー。 4 次元および 5 次元の異方性時空を考察します。 Bianchi I および拡張 Bianchi I ジオメトリで。 私たちの研究により、 漸近解は局所的に対称な時空に対応します。 2 つのスケール係数は類似した動作、または等方的な動作を示します。 すべてのスケール係数が同じように進化する構成。 さらに、私たちは、 宇宙定数の影響を議論し、 宇宙定数は等方性宇宙を導きません。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Recently, the temporal evolution of the angles characterizing the spatial configuration of the jet in the supermassive black hole M87$^\ast$ was measured exhibiting a precessional pattern around the hole's spin axis. It would be due to the dragging induced by the fact that the hole's external spacetime is described by the Kerr metric. Here, it is shown that the Lense-Thirring orbital precessions of a test particle moving about a rotating massive object, calculated perturbatively to the first post-Newtonian order, are able to fully reproduce all the measured features of the jet axis of M87$^\ast$. In particular, by assuming that the latter is aligned with the angular momentum of the accretion disk, modelled as an effective particle moving along a circular orbit, the condition that the absolute value of the predicted Lense-Thirring precessional frequency of the disk agrees with the measured value of $0.56\pm 0.02$ radians per year of the jet's one is satisfied for a range of physically meaningful values of the hole's spin parameter, close to unity, and of the effective disk radius, of the order of just over a dozen gravitational radii. Relying upon such assumptions and results, it is possible to predict that the angle between the hole's spin axis and the jet's one stays constant over the years amounting to $1.16^\circ$, in agreement with its measured value of $1.25^\circ\pm 0.18^\circ$. Furthermore, also the temporal pattern and the amplitudes of the time series of the jet's angles are reproduced by the aforementioned Lense-Thirring precessional model. | 最近、空間を特徴づける角度の時間的進化が明らかになりました。 超大質量ブラックホールM87$^\ast$内のジェットの形状を測定した ホールの回転軸の周りに歳差運動パターンを示します。 それは期限になるだろう 穴の外部時空が存在するという事実によって引き起こされる引きずりに、 カー指標によって説明されます。 ここで、レンズ・ティリング軌道が 回転する巨大な物体の周りを移動する試験粒子の歳差運動、 最初のポストニュートン次数に対して摂動的に計算され、完全に M87$^\ast$のジェット軸の測定されたすべての特徴を再現します。 で 特に、後者が角運動量と一致すると仮定することにより、 降着円盤、円に沿って移動する有効粒子としてモデル化 軌道、予測されたレンズ・ティリングの絶対値が次の条件を満たす 円盤の歳差運動周波数は測定値 $0.56\pm と一致します ジェット機の年間 0.02 ドル ラジアンは、物理的な範囲で満たされます。 ホールのスピン パラメータの意味のある値 (1 に近い)、および 有効円盤半径は、重力半径の十数倍程度です。 このような仮定と結果に基づいて、次のことを予測することができます。 ホールの回転軸とジェットの回転軸の間の角度は、全期間にわたって一定のままです。 年は $1.16^\circ$ に相当し、その測定値と一致します。 $1.25^\circ\pm 0.18^\circ$。 さらに、時間的パターンと ジェットの角度の時系列の振幅は、 前述のレンズ・ティリング歳差運動モデル。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In this article, we examine the gravitational deflection of particles in curved spacetime immersed in perfect fluid in the context of Rastall theory. We propose an infinite region approach to Gibbons-Werner to avoid singularity, given that the integral region is generally infinite. 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, pressureless and non-magnetised, 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。 私たちは 特異点を回避するために無限領域アプローチを Gibbons-Werner に提案し、 積分領域が一般に無限であると仮定します。 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、圧力がなく磁化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。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Conducting levitated mechanical experiments in extreme conditions has long been the aim of researchers, as it allows for the investigation of new fundamental physics phenomena. One of the great frontiers has been sending these experiments into the micro-g environment of space, with multiple proposals calling for such a platform. At the same time, levitated sensors have demonstrated a high sensitivity to external stimuli which will only improve in low-vibrational conditions. conditions This paper describes the development of a technology demonstrator for optical and magnetic trapping experiments in space. Our payload represents the first concrete step towards future missions with aims of probing fundamental physical questions: matter-wave interferometry of nanoparticles to probe the limits of macroscopic quantum mechanics, detection of Dark Matter candidates and gravitational waves to test physics beyond the Standard Model, and accelerometry for Earth-observation. | 極限状態での空中浮遊機械実験の実施は長い間行われてきました。 新しいものの調査が可能になるため、研究者らの目的でした。 基礎的な物理現象。 偉大なフロンティアの一つが送り出してきた 宇宙のマイクロ重力環境でのこれらの実験では、複数の そのようなプラットフォームを求める提案。 同時に、浮上センサーは、 外部刺激に対する高い感受性を実証しましたが、これは改善されるだけです 低振動条件。 本稿では、 光および磁気トラップ実験のための技術デモンストレーター 空間。 私たちのペイロードは将来のミッションに向けた具体的な第一歩を表します 基本的な物理的疑問を探ることを目的とした物質波干渉法 巨視的な量子力学の限界を探るためのナノ粒子の研究、 物理学をテストするための暗黒物質候補と重力波の検出 標準モデルを超えた、地球観測用の加速度計。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We analyze scalar wave emission from unbound orbits in a Topological Star spacetime. Our study uses a self-force approach and leads to a Post-Newtonian reconstruction of the field along the orbit, both in the time domain and in the frequency domain. We also compute leading-order radiation losses, namely energy and angular momentum. | トポロジカルスターの非束縛軌道からのスカラー波放射を解析します 時空。 私たちの研究は自力アプローチを使用しており、ポストニュートン主義につながります。 時間領域と時間領域の両方で、軌道に沿った場の再構築。 周波数領域。 また、主要な放射線損失、つまりエネルギーも計算します。 そして角運動量。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We obtain the full set of tidal Love numbers of non-rotating black holes in an effective field theory extension of general relativity. We achieve our results using a recently introduced modified Teukolsky equation that describes the perturbations of black holes in this theory. We show how to identify the Love numbers and their beta functions in a systematic and gauge invariant way, applying analytic continuation on the angular number $\ell$ when necessary. We observe that there are three types of Love numbers: electric, magnetic, and a ``mixing'' type, associated to parity-breaking theories, that we identify here for the first time. The modified Teukolsky equation proves to be very useful as it allows us to obtain all the different Love numbers in a unified framework. We compare our results with previous literature that utilized the Regge-Wheeler-Zerilli equations to compute Love numbers, finding perfect agreement. The method introduced here paves the way towards the computation of Love numbers of rotating black holes beyond general relativity. | 非回転ブラック ホールの潮汐 Love 数の完全なセットを取得します。 一般相対性理論の効果的な場の理論の拡張。 私たちは目標を達成します 最近導入された修正されたトイコルスキー方程式を使用した結果。 この理論におけるブラックホールの摂動。 を識別する方法を示します。 体系的かつゲージ不変の方法で数値とそのベータ関数を愛し、 必要に応じて、角度数 $\ell$ に解析継続を適用します。 私たちは 愛の数には 3 つのタイプがあることに注目してください: 電気的、磁気的、そして ここで特定される、パリティ破壊理論に関連する「混合」タイプ 初めて。 修正された Teukolsky 方程式は、次のように非常に有用であることがわかります。 これにより、統一されたフレームワークでさまざまな愛の数をすべて取得できるようになります。 私たちの結果を、 Regge-Wheeler-Zerilli 方程式を使用して愛の数を計算し、完璧なものを見つける 合意。 ここで紹介した方法は、次の計算への道を開きます。 一般相対性理論を超えた回転ブラックホールの数が大好きです。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In the recent paper (Phys.Rev.Lett. 133 (2024) 12, 121601), a higher-order phase transition between the planar, charged, 5-dimensional Reissner-Nordstr\"om-Anti-de Sitter black hole and a hairy black hole solution of the type IIB supergravity was investigated. Here, we set out to investigate these two phases of the theory by means of the holographic probe that describes a quark-antiquark in the dual gauge theory. We show that the study of the quark-antiquark potential turns out to be a useful method to investigate the change of behavior at different values of the parameter that controls the phase transition, this parameter being the ratio between the chemical potential and the temperature. In other words, the string serves as a probe to detect the phase transition. | 最近の論文 (Phys.Rev.Lett. 133 (2024) 12, 121601) では、高次の 平面、帯電、5次元間の相転移 Reissner-Nordstr\"om-Anti-de Sitter ブラック ホールとヘアリー ブラック ホール ソリューション IIB型超重力の研究を行った。 ここで調査を開始します 理論のこれら 2 つの段階を、ホログラフィック プローブを使用して説明します。 二重ゲージ理論におけるクォーク-反クォーク。 の研究により、 クォーク-反クォークポテンシャルは、 位相を制御するパラメータの異なる値での動作の変化 このパラメータは化学ポテンシャルと遷移の間の比です。 温度。 言い換えれば、文字列は、 相転移。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The iconic, deep-MOND-limit (DML) relation between acceleration and mass, $a\sim (M\mathcal{A}_0)^{1/2}/r$, implies that, in MOND, accelerations cannot be linear in the mass distribution ($\mathcal{A}_0\equiv Ga_0$ is the DML constant, and $a_0$ the MOND acceleration). This leads to important idiosyncracies of MOND, such as a breakdown of the strong equivalence principle, and the resulting ``external-field effect''. I show that the DML axioms are, in themselves, consistent with a, possibly unique, nonrelativistic, action-based, linear formulation of the DML. This model suffers from important drawbacks, which may make it unacceptable as a basis for a full-fledged MOND theory. The model is unique among MOND theories propounded to date not only in being linear -- hence not exhibiting an external-field effect, for example -- but in constituting a modification of both Newtonian inertia and Newtonian gravity. This linear and time-local model inspires and begets several, one-parameter families of models. One family employs nonlinear, time-nonlocal kinetic terms, but still linear gravitational-field equations. Other families generalize the DMLs of AQUAL and QUMOND, modifying gravity as well as inertia. All families employ fractional time derivatives and possibly fractional Laplacians. At present, I cannot base some acceptable MOND theory on these models -- for example, I cannot offer a sensible umbrella theory that interpolates between these DML models and Newtonian dynamics. They are, however, quite useful in elucidating various matter-of-principle aspects of MOND; e.g., they help to understand which predictions follow from only the basic tenets of MOND -- so-called primary predictions -- and which are secondary, i.e., theory dependent. The models may also show the way to a wider class of MOND theories. (Abridged.) | 加速度と質量の間の象徴的なディープ MOND 限界 (DML) 関係、 $a\sim (M\mathcal{A}_0)^{1/2}/r$ は、MOND では加速ができないことを意味します。 質量分布が線形であること ($\mathcal{A}_0\equiv Ga_0$ は DML です) 定数、$a_0$ は MOND 加速)。 これは重要なことにつながります 強い等価性の崩壊などのMONDの特異性 原理と、その結果として生じる「外部場効果」。 DML が 公理はそれ自体、おそらくユニークで非相対論的であり、 DML のアクションベースの線形定式化。 このモデルには重要な問題があります 欠点があり、本格的な MOND の基礎としては受け入れられない可能性があります。 理論。 このモデルは、これまでに提唱された MOND 理論の中でもユニークです。 線形であるため、たとえば外部場の影響を示さない しかし、ニュートン慣性とニュートン慣性の両方の修正を構成する際に 重力。 この線形で時間ローカルなモデルは、いくつかのインスピレーションを与え、生み出します。 モデルの 1 パラメーター ファミリ。 ある家族では、非線形、時間非ローカルを採用しています。 運動学的用語ではありますが、依然として線形重力場方程式です。 他の家族 AQUAL と QUMOND の DML を一般化し、重力と慣性を変更します。 すべてのファミリは分数時間微分を使用し、場合によっては分数を使用します。 ラプラシアン。 現時点では、これらに基づいて受け入れられる MOND 理論を構築することはできません。 モデル -- たとえば、私は次のような賢明な包括的理論を提供することはできません。 これらの DML モデルとニュートン力学の間を補間します。 彼らです、 ただし、さまざまな原則的な側面を解明するのに非常に役立ちます。 モンド;たとえば、それらは、どの予測が結果のみから導かれるかを理解するのに役立ちます。 MOND の基本的な教義、いわゆる一次予測です。 二次的、つまり理論に依存します。 モデルは、より幅広い分野への道を示す可能性もあります。 MOND理論のクラス。 (要約) |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The backreaction of quantum degrees of freedom on classical backgrounds is a poorly understood topic in theoretical physics. Most often it is treated within the semiclassical approximation with the help of various ad hoc prescriptions accounting for the effect of quantum excitations on the dynamics of the background. We focus on two popular ones: (i) the mean-field approximation whereby quantum degrees of freedom couple to the classical background via their quantum expectation values; (ii) the (stochastic) Truncated Wigner method whereby the fully coupled system is evolved using classical equations of motion for various randomly sampled initial conditions of the quantum degree of freedom, and a statistical average is performed a posteriori. We evaluate the performance of each method in a simple toy model against a fully quantum mechanical treatment, and identify its regime of validity. We interpret the results in terms of quantum entanglement and loss of classicality of the background. | 古典的背景における量子自由度の逆反応は、 理論物理学ではあまり理解されていないトピック。 ほとんどの場合、それは以内に治療されます さまざまなアドホックな処方の助けを借りた半古典的な近似 のダイナミクスに対する量子励起の影響を説明する 背景。 ここでは 2 つの一般的なものに焦点を当てます: (i) 平均場近似 これにより、量子自由度は、それらを介して古典的背景と結合します。 量子期待値。 (ii) (確率的) Truncated Wigner 法 これにより、完全に結合されたシステムが古典的な運動方程式を使用して進化します。 量子次数のさまざまなランダムにサンプリングされた初期条件に対して、 自由度があり、統計的平均が事後的に実行されます。 私たちが評価するのは、 完全な量子に対する単純なおもちゃモデルでの各メソッドのパフォーマンス 機械的治療を行い、その有効性を確認します。 私たちは次のように解釈します 量子もつれと古典性の喪失という点で結果が生じます。 背景。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We propose a multi-mode bar consisting of mass elements of decreasing size for the implementation of a gravitational version of the photo-electric effect through the stimulated absorption of up to kHz gravitons from a binary neutron star merger and post-merger. We find that the multi-mode detector has normal modes that retain the coupling strength to the gravitational wave of the largest mass-element, while only having an effective mass comparable to the mass of the smallest element. This allows the normal modes to have graviton absorption rates due to the tonne-scale largest mass, while the single graviton absorption process in the normal mode could be resolved through energy measurements of a mass-element in-principle smaller than pico-gram scale. We argue the feasibility of directly counting gravito-phonons in the bar through energy measurements of the end mass. This improves the transduction of the single-graviton signal, enhancing the feasibility of detecting single gravitons. | 我々は、サイズが減少する質量要素で構成されるマルチモードバーを提案します。 光電効果の重力バージョンの実装用 二元中性子からの最大 kHz の重力子の刺激吸収による スター合併と合併後。 マルチモード検出器には正常な特性があることがわかります。 重力波との結合強度を維持するモード 最大の質量要素ですが、有効質量は要素に匹敵するのみです。 最小元素の質量。 これにより、通常モードで重力子を使用できるようになります。 トンスケールの最大質量による吸収速度と、単一の重力子による吸収率 通常モードでの吸収プロセスはエネルギーによって解決できる可能性がある 原則としてピコグラムスケールより小さい質量要素の測定。 私たちは バー内の重力フォノンを直接数えることの実現可能性を議論する エンドマスのエネルギー測定。 これにより、 単一重力子信号の検出可能性を高める 重力子。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| A regular black hole, unconstrained by the weak cosmic censorship conjecture, can exceed its critical spin limit and transition into a superspinar. In this paper, we investigate the observational appearance of a rotating regular black hole, specifically the Ghosh black hole and its superspinar counterpart, when surrounded by a thin accretion disk. The resulting images reveal distinct features: the black hole closely resembles its Kerr counterpart with slight deviations, while the superspinar configuration exhibits an inner ring-like structure. Furthermore, we explore the image transition of the Ghosh black hole that has been recently destroyed by the capture of a test particle. Our findings suggest that the transition timescale becomes relevant for supermassive black holes with masses approximately twice that of M87*, making these effects potentially observable with future high-resolution instruments. | 弱い宇宙検閲予想の制約を受けない通常のブラックホール、 臨界スピン限界を超えてスーパースピナーに移行する可能性があります。 この中で 論文では、回転する通常の黒の観察上の外観を調査します。 ホール、特にゴーシュ ブラック ホールとそのスーパースピナー ホールの場合、 薄い降着円盤に囲まれています。 結果として得られる画像では、明確な違いが明らかになります。 特徴：ブラックホールは、わずかな点でカーの対応物によく似ています。 スーパースピナー構造は内側のリングのような形状を示します。 構造。 さらに、ゴーシュブラックホールの画像遷移を探索します。 それは最近試験粒子の捕捉によって破壊されました。 私たちの 調査結果は、移行のタイムスケールが次のことに関連することを示唆しています。 M87*の約2倍の質量を持つ超大質量ブラックホール。 これらの効果は、将来の高解像度機器で観察できる可能性があります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We present a new rotating black hole solution to the Einstein equations as an extension of the Kerr spacetime. To derive this solution, we use the Newman-Janis algorithm as a mathematical tool that reduces a general rotating metric into a tractable form by applying simple physical requirements. Interestingly, the solution we found may not be uniquely characterized by asymptotic parameters such as mass, angular momentum, and charge, thereby challenging the no-hair theorem. We also analyze in detail how this additional characteristics (``hair") affects the thermodynamic properties of the black hole. | アインシュタイン方程式に対する新しい回転ブラック ホールの解を次のように提示します。 カー時空の延長。 この解を導き出すには、 一般的な回転を軽減する数学的ツールとしての Newman-Janis アルゴリズム 単純な物理的要件を適用することで、測定基準を扱いやすい形式に変換します。 興味深いことに、私たちが見つけた解決策は、次のような独自の特徴を持っていない可能性があります。 質量、角運動量、電荷などの漸近パラメータ 毛なし定理に挑戦します。 また、この追加がどのように行われるかを詳細に分析します。 特性 (「髪」) は黒の熱力学的特性に影響を与えます。 穴。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Einstein-Cartan theory is a generalization of general relativity that introduces spacetime torsion. In this paper, we perform phase space analysis to investigate the evolution of the early universe in Einstein-Cartan theory. By studying the stability of critical points in the dynamical system, we find that there exist two stable critical points which represent an Einstein static solution and an expanding solution, respectively. After analyzing the phase diagram of the dynamical system, we find that the early universe may exhibit an Einstein static state, an oscillating state, or a bouncing state. By assuming the equation of state $\omega$ can decrease over time $t$, the universe can depart from the initial Einstein static state, oscillating state, or bouncing state and then evolve into an inflationary phase. Then, we analyze four different inflationary evolution cases in Einstein-Cartan theory and find that a time-variable equation of state $\omega$ cannot yield values of $n_{s}$ and $r$ consistent with observations, while a time-invariant equation of state $\omega$ is supported by the Planck 2018 results. Thus, in Einstein-Cartan theory, the universe likely originates from a bouncing state rather than an Einstein static state or an oscillating state. | アインシュタイン・カルタン理論は、一般相対性理論を一般化したものです。 時空のねじれが導入されます。 この論文では、位相空間解析を実行して、 アインシュタイン・カルタン理論で初期宇宙の進化を研究します。 による 力学系の臨界点の安定性を研究すると、次のことがわかります。 アインシュタイン静力を表す 2 つの安定臨界点が存在します。 それぞれソリューションと拡張ソリューション。 フェーズを分析した後、 力学系の図から、初期宇宙が次のような状態を示している可能性があることがわかります。 アインシュタインの静的な状態、振動している状態、または弾んでいる状態。 仮定すると 状態方程式 $\omega$ は時間 $t$ とともに減少する可能性があり、宇宙は アインシュタインの初期の静的状態、振動状態、またはバウンド状態から逸脱する 状態になり、その後インフレ段階に発展します。 次に、4 つを分析します。 アインシュタイン・カルタン理論におけるさまざまなインフレーション進化の事例を調べ、次のことを発見しました。 時間変数の状態方程式 $\omega$ は $n_{s}$ の値を生成できません。 $r$ は観測結果と一致するが、時間不変の状態方程式 $\omega$ は、Planck 2018 の結果によってサポートされています。 したがって、アインシュタイン・カルタンでは、 理論によれば、宇宙はおそらく弾む状態ではなく、弾む状態から生まれたと考えられます。 アインシュタインの静的状態または振動状態。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The photon sphere defines the unstable circular orbit of photons in a black hole spacetime. Photons emitted by a source located inside the photon sphere can be gravitationally lensed by the black hole and have time delays when reaching the observer. These delays may lead to light echoes produced in the light curve if an accretion event in the vicinity of the horizon can be observed. In this work, we present fully analytical formulas with high accuracy to describe the change of the azimuthal angle and the travel time of those photons. By employing the analytical approaches, we find that the time delay between photons emitted from the interior of the photon sphere has a typical time scale of $2(\pi - \phi_\mathrm{S}) u_\mathrm{m}$ with $\phi_\mathrm{S}$ and $u_\mathrm{m}$ being respectively the azimuthal angle of the source and the impact parameter evaluated at the photon sphere, which can provide some clues on the future search for gravitational lensing signatures in the accretion inflow event. | 光子球は、黒い光子の不安定な円軌道を定義します。 穴の時空。 光子球内にある光源から放出される光子 ブラックホールによる重力レンズ効果があり、時間遅れが生じる可能性があります。 観察者に届く。 これらの遅延により、光エコーが発生する可能性があります。 地平線付近で降着現象が発生した場合の光度曲線 観察された。 この研究では、高精度の完全な分析式を提示します。 方位角の変化とその移動時間を説明する 光子。 分析的アプローチを採用することにより、時間遅延が 光子球の内部から放出される光子間には、典型的な $\phi_\mathrm{S}$ を使用した $2(\pi - \phi_\mathrm{S}) u_\mathrm{m}$ の時間スケール $u_\mathrm{m}$ はそれぞれソースの方位角と 光子球で評価された衝撃パラメータ。 これによりいくつかの手がかりが得られます。 降着における重力レンズの痕跡の将来の探索について 流入イベント。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The Palatini formulation has been successful in the development of several alternative theories of gravity. It is well understood that the Palatini and metric formulations are equivalent in minimally coupled scalar-tensor models, but nonminimal scalar-tensor models can lead to physically distinct theories depending on the underlying formulation. Once a model has been selected, the choice of formulation is a discrete one, and so promoting it to be continuous is expected to give rise to a wider class of actions. To this end, we propose the "quasi-Palatini" formulation, a method for interpolating between the metric and Palatini formulations for a given model that gives rise to a continuous family of models. We apply the quasi-Palatini formulation to Higgs inflation, induced gravity inflation, and Starobinsky inflation, and demonstrate how this leads to a deformation of the potential, studying its impact on observables. We also discuss how the interpolation between different actions can be extended to scalar-torsion and scalar-nonmetricity models. | Palatini の処方はいくつかの開発に成功しています。 重力の代替理論。 パラティーニと 計量定式化は最小結合スカラー テンソル モデルと等価です。 しかし、非最小スカラー テンソル モデルは物理的に異なる理論につながる可能性があります 基礎となる処方に応じて。 モデルを選択すると、 配合の選択は個別のものであるため、それを連続的に選択することを促進します より幅広い種類のアクションが生じることが期待されます。 この目的のために、私たちは提案します 「準パラティーニ」定式化、メトリック間を補間する方法 および連続的なモデルを引き起こす特定のモデルの Palatini 定式化 モデルの家族。 疑似パラティーニ定式化をヒッグスインフレーションに適用します。 重力インフレーションとスタロビンスキーインフレーションを引き起こし、これがどのように起こるかを実証する ポテンシャルの変形を導き、観測対象物への影響を研究します。 私たちは また、異なるアクション間の補間をどのように拡張できるかについても説明します。 スカラーねじれモデルとスカラー非計量性モデル。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We show that in the Starobinsky inflation model stochastic gravitational waves are produced when the scalaron - which is the massive scalar mode of the metric - decays into gravitons during reheating. This decay is accompanied by decay of scalaron into matter as well through a similar coupling, proving an efficient reheating stage. The stochastic gravitational waves thus produced have characteristic strain $h_c\sim 10^{-35}-10^{-34}$ in the frequency range $10^{5}-10^{12}\, {\rm Hz}$ which makes them accessible to resonant cavity searches for graviton to photon conversions. Their detection could conclusively validate the Starobinsky inflation model. | スタロビンスキーのインフレーション モデルでは、確率的重力が 波は、スカラロン - 大規模なスカラー モードであるときに生成されます。 メートル法 - 再加熱中に崩壊して重力子になります。 この衰退には次のような症状が伴います。 スカラロンも同様の結合を通じて物質に崩壊し、 効率的な再加熱ステージ。 こうして生成された確率的重力波は、 周波数範囲に特性ひずみ $h_c\sim 10^{-35}-10^{-34}$ があります $10^{5}-10^{12}\, {\rm Hz}$ により、共鳴空洞にアクセスできるようになります 重力子から光子への変換を検索します。 彼らの検出は決定的なものになる可能性があります スタロビンスキーインフレモデルを検証します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The power spectrum of the primordial curvature perturbation $\mathcal{P}_\mathcal{R}$ has been measured with high precision on large scales $10^{-4}\lesssim k\lesssim 3~\rm Mpc^{-1}$, basing on the observations of cosmic microwave background, Lyman-$\alpha$ forest and large scale structure. On small scales $3\lesssim k \lesssim 10^{23}~\rm Mpc^{-1}$, the constrains are mainly from the studies on the primordial black holes (PBHs). Specifically, on small scales $10^{17}\lesssim k\lesssim 10^{23}~{\rm Mpc^{-1}}$, the limits arise from studies on the lightest supersymmetric particles produced by PBHs radiation and the stable Planck-mass relics after its evaporation. It has been demonstrated that the big bang nucleosynthesis can be used to constrain the initial fraction of PBHs with masses $10^{9}\lesssim M_{\rm PBH}\lesssim 10^{13}~{\rm g}$, corresponding to the scales $10^{16}\lesssim k\lesssim 10^{18}~{\rm Mpc^{-1}}$. Recently, on one hand, it is found that the evaporation of light PBHs ($M_{\rm PBH}\lesssim 10^{9}\rm g$) can modify the expansion rate of the Universe and the baryon-to-photon ratio, resulting in the influences on the primordial abundance of light nuclei. On the other hand, it has been proposed that the `memory burden' effect can slow down the mass loss rate of black hole (BH), leading to the existence of light PBHs by now. Based on the recent theoretical research process of BH and the limits on the (initial) mass fraction of light PBHs with masses $10^{4}\lesssim M_{\rm PBH}\lesssim 10^{10}~\rm g$, we derive new constraints on $\mathcal{P}_\mathcal{R}$ on small scales $1.5\times 10^{18}\lesssim k\lesssim 2.5\times 10^{21}~\rm Mpc^{-1}$, which are rarely studied in previous literature. | 原始曲率摂動のパワースペクトル $\mathcal{P}_\mathcal{R}$ は大規模スケールで高精度に測定されました $10^{-4}\lesssim k\lesssim 3~\rm Mpc^{-1}$、観察に基づく 宇宙マイクロ波背景放射、ライマン $\alpha$ 森林、大規模構造物。 小規模 $3\lesssim k \lesssim 10^{23}~\rm Mpc^{-1}$ の場合、制約は次のとおりです。 主に原始ブラックホール（PBH）に関する研究から得たものです。 具体的には、 小規模 $10^{17}\lesssim k\lesssim 10^{23}~{\rm Mpc^{-1}}$、限界 PBH によって生成される最も軽い超対称粒子に関する研究から生まれました。 放射線と蒸発後の安定したプランク質量遺物。 それはそうだった ビッグバン元素合成を使用して、 質量 $10^{9}\lesssim M_{\rm PBH}\lesssim の PBH の初期部分 10^{13}~{\rm g}$、スケール $10^{16}\lesssim k\lesssim に対応 10^{18}~{\rm Mpc^{-1}}$。 最近、一方では、 光 PBH の蒸発 ($M_{\rm PBH}\lesssim 10^{9}\rm g$) は、 宇宙の膨張率とバリオンと光子の比率、その結果、 軽原子核の原始存在量に影響を与える。 一方、それは 「記憶負荷」効果が質量減少を遅らせる可能性があると提案されている ブラック ホール (BH) の割合は、今では軽い PBH の存在につながります。 ベース BH の最近の理論研究プロセスとその限界について 質量 $10^{4}\lesssim M_{\rm の軽い PBH の (初期) 質量分率 PBH}\lesssim 10^{10}~\rm g$、次の新しい制約を導き出します。 小規模な $\mathcal{P}_\mathcal{R}$ $1.5\times 10^{18}\lesssim k\lesssim 2.5\times 10^{21}~\rm Mpc^{-1}$、これまでの研究ではほとんど研究されていません 文学。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Chaotic systems near black holes satisfy a universal bound, $\lambda \leq \kappa_H$ linking the Lyapunov coefficient $\lambda$ associated with unstable orbits to surface gravity $\kappa_H$ of the event horizon. A natural question is whether this bound is satisfied by unstable circular null geodesics in the vicinity of black holes. However, there are known cases where this bound is violated. It is intriguing to ask whether there exists an alternative universal bound that is valid in such situations. We show that for any spherically symmetric, static black hole that satisfies Einstein's equations and the dominant energy condition, there exist other universal bounds relating the Lyapunov coefficient to a generalized notion of surface gravity at the photon sphere. As applications, we show how these bounds also constrain the imaginary part of quasinormal modes in the eikonal regime and how the Lyapunov coefficient relates to the shadow size and the entropy of the horizon. | ブラックホール近くのカオス系は普遍限界 $\lambda \leq を満たす \kappa_H$ は不安定に関連するリアプノフ係数 $\lambda$ をリンクします 事象の地平面の表面重力 $\kappa_H$ を周回します。 自然な質問 この境界が、 ブラックホールの近く。 ただし、この境界が次のような場合があることが知られています。 違反した。 代替の普遍的なものが存在するかどうかを尋ねるのは興味深いです このような状況で有効な境界。 球面上の任意の場合にそれを示します アインシュタインの方程式と 支配的なエネルギー条件に関連する他の普遍的な境界が存在します。 光子における表面重力の一般化された概念に対するリアプノフ係数 球。 応用として、これらの境界がどのように仮想空間をも制約するかを示します。 エイコナール体制における準正規モードの一部とリアプノフの仕組み 係数は影のサイズと地平線のエントロピーに関係します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We show that physical scattering observables for compact spinning objects in general relativity can depend on additional degrees of freedom in the spin tensor beyond those described by the spin vector alone. The impulse, spin kick, and leading-order waveforms exhibit such a nontrivial dependence. A signal of this additional structure is the change in the magnitude of the spin vector under conservative Hamiltonian evolution, similar to our previous studies in electrodynamics. These additional degrees of freedom describe dynamical mass multipoles of compact objects and decouple for black holes. We also show that the conservative impulse, spin kick and change of the additional degrees of freedom are encoded in the eikonal phase. | 我々は、コンパクトな回転物体の物理的散乱が観測できることを示します。 一般相対性理論はスピンの追加の自由度に依存する可能性があります スピンベクトルのみで記述されるテンソルを超えるテンソル。 その衝動、スピンキック、 そして、先頭波形はそのような自明ではない依存性を示します。 の信号 この追加の構造はスピンベクトルの大きさの変化です 以前の研究と同様に、保守的なハミルトニアン進化の下で 電気力学。 これらの追加の自由度は動的質量を記述します。 コンパクトオブジェクトの多重極とブラックホールのデカップリング。 我々もそれを示します 保守的なインパルス、スピンキック、および追加の次数の変化 自由はeikonalフェーズでエンコードされます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Gravitational perturbations of higher-dimensional black holes in the Einstein-Gauss-Bonnet theory, proposed by Boulware and Deser, have been extensively studied in numerous works, primarily focusing on the fundamental mode. These studies have shown that for sufficiently small black holes, comparing to the Gauss-Bonnet coupling parameter, a dynamical instability arises. In this work, for the first time, we conduct a comprehensive analysis of the behavior of overtones. We demonstrate that while the fundamental mode remains largely unchanged due to the limited stability region, the first few overtones deviate from their Tangherlini limits at an increasing rate. This deviation reflects the impact of the coupling parameter on the near-horizon structure of the black hole. | 高次元ブラックホールの重力摂動 Boulware と Deser によって提案されたアインシュタイン・ガウス・ボンネット理論は、 主に基本的なことに焦点を当て、多くの著作で広く研究されています。 モード。 これらの研究は、十分に小さいブラック ホールの場合、 ガウス-ボンネット結合パラメータと比較すると、動的不安定性 が生じます。 この研究では、初めて包括的な分析を行います。 倍音の振る舞いについて。 基本モードであるにもかかわらず、 安定領域が限られているため、最初の数回はほとんど変化しません。 倍音がタンヘルリーニの限界から逸脱する割合が増加しています。 これ 偏差は、地平線付近に対する結合パラメータの影響を反映します。 ブラックホールの構造。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Most distinguishing features of black holes and their mimickers are concentrated near the horizon. In contrast, astrophysical observations and theoretical considerations primarily constrain the far-field geometry. In this work we develop tools to effectively describe both, using the two-point Pad\'e approximation to construct interpolating metrics connecting the near and far-field. We extend our previous work by computing the quasinormal modes of gravitational perturbations for static, spherically symmetric metrics that deviate from Schwarzschild spacetime. Even at the lowest order, this approach compares well with existing methods in both accuracy and applicability. Additionally, we show that the lowest-order interpolating metric reliably predicts light ring locations. It closely matches exact results, even when unsuitable for quasinormal frequency calculations. | ブラックホールとその模倣者の最も際立った特徴は次のとおりです。 地平線近くに集中しています。 それに対して、天体物理観測や 理論的な考慮事項は主にファーフィールドの幾何学的形状を制約します。 この中で 私たちは、2 点パッドを使用して、両方を効果的に説明するツールを開発しています。 近距離と近距離を接続する補間メトリクスを構築するための近似 遠方界。 の準正規モードを計算することで以前の研究を拡張します。 静的で球対称な計量のための重力摂動 シュヴァルツシルト時空から逸脱する。 たとえ最低次数であっても、このアプローチは 精度と適用性の両方において既存の方法と比較して優れています。 さらに、最低次の補間メトリックが確実に信頼できることを示します。 ライトリングの位置を予測します。 たとえ次のような場合でも、結果は正確に一致します。 準正規周波数の計算には適していません。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In this study, we explore the influence of the quantum correction parameter $\xi$ on the motion of particles and the properties of quasiperiodic oscillations (QPOs) around a quantum-corrected black hole (QCBH). We first analyze the geodesics of a test particle and derive weak-field constraints on parameter $\xi$ from the perihelion precession of orbits, using observations from the Solar System and the S2 star's orbit around $\text{SgrA}^\star$ supermassive black hole in the center of our galaxy. We obtain $\xi \leq 0.01869$ and $\xi \leq 0.73528$ using the analysis of Solar System observations and the orbit of the S2 star around $\text{SgrA}^\star$, respectively. In the strong-field regime, we examine the dynamics of epicyclic motion around astrophysical black holes and, using observational data from four QPO sources and the Markov Chain Monte Carlo (MCMC) method, we determine the upper constraint $\xi \leq 2.086$. Our results provide new insights into the effects of quantum corrections on black hole spacetimes and highlight the potential of QPOs as a probe for testing quantum gravity in astrophysical environments. | この研究では、量子補正パラメータの影響を調査します。 粒子の運動と準周期性の性質に関する $\xi$ 量子補正ブラック ホール (QCBH) の周りの振動 (QPO)。 まず私たちが テスト粒子の測地線を解析し、弱い磁場の制約を導き出します。 観測値を使用した、軌道の近日点歳差運動からのパラメータ $\xi$ 太陽系と $\text{SgrA}^\star$ の周りの S2 星の軌道から 私たちの銀河の中心にある超大質量ブラックホール。 $\xi \leq を取得します 太陽系観測の分析を使用した 0.01869$ および $\xi \leq 0.73528$ と $\text{SgrA}^\star$ の周りの S2 星の軌道。 で 強磁場領域を中心とした周転運動の力学を調べます。 天体物理学的ブラック ホールと、4 つの QPO ソースからの観測データを使用 およびマルコフ連鎖モンテカルロ (MCMC) 法を使用して、上限を決定します。 制約 $\xi \leq 2.086$。 私たちの結果は、効果についての新たな洞察を提供します ブラック ホール時空の量子補正の可能性を強調します。 天体物理環境で量子重力をテストするためのプローブとしての QPO。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In this paper, we investigate how the gravitational field generated by a four-dimensional electrovacuum cosmological space-time influences the dynamics of fermionic fields governed by the Dirac equation, while also considering the effects of topology. We derive the radial wave equation corresponding to the relativistic Dirac equation and subsequently obtain analytical solutions for the energy levels and wave functions of the fermionic field within our chosen framework. Our analysis reveals that various parameters, including geometric topology, the cosmological constant, and quantum numbers, play significant roles in determining the eigenvalue solution of the quantum particles. Specifically, we demonstrate that the presence of the topological parameter disrupts the degeneracy of the energy spectrum. | この論文では、重力場がどのように生成されるかを調査します。 四次元電気真空宇宙論的時空がダイナミクスに影響を与える を考慮しながら、ディラック方程式によって支配されるフェルミオン場の計算 トポロジの影響。 に対応する動径波動方程式を導出します。 相対論的ディラック方程式を作成し、その後、次の解析解を取得します。 私たちが選択したフェルミオン場のエネルギー準位と波動関数 フレームワーク。 私たちの分析により、幾何学的なパラメータを含むさまざまなパラメータが明らかになりました。 トポロジー、宇宙定数、量子数は重要な役割を果たします 量子粒子の固有値解を決定する際の役割。 具体的には、位相パラメータの存在を証明します。 エネルギースペクトルの縮退を破壊します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| A quantum clock cannot be modeled as a point mass moving along a single geodesic if it is in a state with nonzero position fluctuations. Instead, it is an extended object subject to tidal forces and a superposition of time dilations at different altitudes. Here, a geometrical formulation of quantum mechanics is used to show that additional quantum properties representing correlations between different directions imply a non-Riemannian geometrical structure experienced by a quantum clock. A specific version of Finsler geometry parameterized by entropy and purity of the state provides a novel setting for a combination of quantum and gravitational effects. A crucial ingredient is given by a new parameterization of quantum-information properties related to second-order moments of a state and may also be useful in other applications. | 量子時計は、単一の点に沿って移動する点塊としてモデル化することはできません。 位置変動がゼロでない状態にある場合は測地線。 代わりに、それは 潮汐力と時間の重ね合わせを受ける拡張された物体 異なる高度での膨張。 ここで、量子の幾何学的定式化は、 力学は、以下を表す追加の量子特性を示すために使用されます。 異なる方向間の相関は、非リーマン幾何学的関係を意味します。 量子時計が経験する構造。 Finsler の特定のバージョン エントロピーと状態の純度によってパラメータ化された幾何学は、新しいものを提供します 量子効果と重力効果を組み合わせた設定。 重要な 成分は量子情報特性の新しいパラメータ化によって与えられます 状態の二次モーメントに関連しており、他の分野でも役立つ可能性があります。 アプリケーション。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We perform full integration of the stationary axisymmetric Einstein-Maxwell-dilaton-axion (EMDA) theory with and without potential using a recently proposed generalization of Carter's approach to spacetimes beyond type D, allowing the Killing tensor. Crucial to our construction is a new parametrization of the dilaton and axion fields based on the analyticity argument. The general solution in the ungauged case is asymptotically locally flat and contains two more parameters compared to EMDA black holes previously obtained using Harrison transformations. In the gauged case, the general solution is asymptotically AdS and includes flat and hyperbolic topological solutions, as well as generalization of the Kerr-Sen-AdS metric with three additional parameters. Our approach can be applied to more general four-dimensional ungauged and gauged supergravities. | 静止軸対称の完全積分を行います。 アインシュタイン・マクスウェル・ディラトン・アクシオン（EMDA）理論（ポテンシャルあり、なし） 最近、タイプを超えた時空に対するカーターのアプローチの一般化を提案 D、Killing テンソルを許可します。 私たちの建設にとって重要なのは、新しい 解析性に基づいたダイラトンフィールドとアクシオンフィールドのパラメータ化 口論。 ゲージなしの場合の一般的な解は、局所的に漸近します。 フラットで、以前の EMDA ブラック ホールと比較して 2 つのパラメータがさらに含まれています ハリソン変換を使用して取得されます。 ゲージ付きの場合、一般的には ソリューションは漸近的に AdS であり、平坦な双曲線トポロジカルが含まれます。 ソリューション、および 3 つの Kerr-Sen-AdS メトリクスの一般化 追加のパラメータ。 私たちのアプローチはより一般的なものに適用できます 4次元の非ゲージ超重力とゲージ付き超重力。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| This paper evaluates the potential for constraining the quantum scale parameter $\xi$ of regular black hole within the asymptotically safe gravity framework using gravitational waves from extreme mass ratio inspirals (EMRI). Since $\xi$ cannot be precisely determined from first principles, observational constraints become crucial. We employ the Augmented Analytical Kludge (AAK) method to calculate gravitational waveforms in the equatorial plane and systematically analyze the influence of different $\xi$ values on phase evolution. Comparison with the Schwarzschild case demonstrates that the corrective effects of $\xi$ accumulate in the phase over observation time, thereby providing distinguishable observational signatures. Through waveform mismatch analysis, our results indicate that the LISA detector can effectively detect the presence of $\xi$ at the $\sim10^{-4}$ level for systems with a mass of $10^6M_\odot$. Further assessment using the Fisher information matrix (FIM) confirms a measurement precision of $\Delta\xi\approx3.225\times10^{-4}$, which significantly surpasses existing observational methods, providing quantitative observational evidence for asymptotically safe quantum gravity theory in the strong-field regime. | この論文は、量子スケールを制約する可能性を評価します。 漸近的に安全な重力内の通常のブラック ホールのパラメータ $\xi$ 極質量比インスピラル (EMRI) からの重力波を使用したフレームワーク。 $\xi$ は第一原理から正確に決定できないため、観測 制約が重要になります。 私たちは拡張分析クラッジ (AAK) を採用しています。 赤道面における重力波形を計算する方法と さまざまな $\xi$ 値が位相に及ぼす影響を体系的に分析します 進化。 シュワルツシルト事件との比較は、 $\xi$ の修正効果は観測時間の経過とともに段階的に蓄積され、 これにより、識別可能な観察上の特徴が得られます。 スルー波形 ミスマッチ分析では、LISA 検出器が効果的に検出できることを示す結果が得られました。 質量を持つ系の $\sim10^{-4}$ レベルで $\xi$ の存在を検出します $10^6M_\odot$ です。 フィッシャー情報マトリックス (FIM) を使用したさらなる評価 $\Delta\xi\about3.225\times10^{-4}$ の測定精度が確認されます。 既存の観測手法を大幅に上回り、定量的な観測結果を得ることができます。 漸近的に安全な量子重力理論の観測証拠 強磁場体制。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Ultralight bosons with masses in the range from $\sim 10^{-22}$ eV/$c^2$ to $\sim 1$ eV/$c^2$, are well-motivated, wave-like dark matter candidates. Particles on the lower-mass end are less explored in experiments due to their vanishingly small mass and weak coupling to the Standard Model. We propose a sensor with dual torsion pendulums for the direct detection of U(1)$_{B\!-\!L}$ gauge boson dark matter, which can achieve an enhanced differential torque sensitivity in a frequency band of $\sim 10^{-2}$-$10$ Hz due to its advantages in common-mode rejection and differential angular sensitivity. We describe the design of the differential torsion sensor and present the estimated sensitivity to an ultralight dark matter field coupled to baryon minus lepton ($B\!-\!L$) number, in a mass range of $\sim 10^{-17}$-$10^{-13}$ eV/$c^2$. Given a setup with meter-scale torsion pendulum beams and kg-scale test masses, the projected constraints on the coupling constant $g_{B\!-\!L}$ can reach $\sim 10^{-27}$ for a boson mass of $\sim 10^{-15}$ eV/$c^2$. | $\sim 10^{-22}$ eV/$c^2$ から $\sim 1$ eV/$c^2$ は、十分に動機付けられた波状の暗黒物質候補です。 低質量端の粒子は、次の理由により実験ではあまり調査されません。 質量は消え去るほど小さく、標準モデルとの結合は弱い。 私たちは、 U(1)$_{B\!-\!L}$ を直接検出するためのデュアルねじり振り子を備えたセンサー 差動トルクの向上を実現できるゲージボソン暗黒物質 その利点により $\sim 10^{-2}$-$10$ Hz の周波数帯域で感度が高くなります コモンモード除去と差動角度感度において。 について説明します。 差動ねじりセンサーの設計と推定感度の提示 バリオンからレプトンを引いた超軽量暗黒物質場へ ($B\!-\!L$) $\sim 10^{-17}$-$10^{-13}$ eV/$c^2$ の質量範囲の数値。 セットアップが与えられた場合 メートルスケールのねじり振り子ビームとキログラムスケールの試験質量を使用すると、予測 結合定数 $g_{B\!-\!L}$ の制約は $\sim 10^{-27}$ に達する可能性があります $\sim 10^{-15}$ eV/$c^2$ のボソン質量の場合。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We present for the first time an analysis of high-frequency gravitational wave (GW) emission from proto-neutron stars (PNS) in core collapse supernovae (CCSNe) that combines spatial decomposition and modal decomposition to both source and characterize the emission. Our analysis is based on three-dimensional CCSN simulations initiated from two progenitors with differing mass and metallicity. We spatially decompose GW strains into five regions and show they are initially largest in the PNS surface layers from accretion and later largest from the Ledoux convective and convective overshoot regions within the PNS. We compute the fractional GW luminosity and observe that the majority of the luminosity moves from the same outer layers to deep within the PNS at comparable times. Using a self-consistent perturbative analysis, we investigate the evolution of the oscillation modes of the PNS. We find that the frequency of the evolving high-frequency component of the GW signal is well matched to the ${}^2g_2$-mode, the ${}^2g_1$-mode, and the ${}^2f$-mode over time. We show that the ${}^2g$-modes emit most of their power in GWs initially from the PNS surface region, but within a few 100 ms after bounce, it is the convective overshoot region of the PNS that emits the most GW power for the ${}^2g_1$-mode. Eventually, the ${}^2f$-mode is the dominant mode producing GWs, and they are emitted primarily from the convective overshoot region. Thus, with three interconnected analyses, we show that, while the GW emission is global, stemming from multiple regions in and around the PNS, we are able to source the dominant contributions to it. We find that high-frequency GW emission from the PNS in CCSNe is more complex than assessed by other methods, and dependent, first emitted mainly by ${}^2g$-modes driven by accretion onto the PNS and later emitted by the ${}^2f$-mode driven by sustained Ledoux convection. | 私たちは初めて高周波重力の解析を発表します。 核崩壊超新星における原始中性子星 (PNS) からの波 (GW) 放射 空間分解とモーダル分解を組み合わせた (CCSNe) 発生源と放出の特徴を明らかにします。 私たちの分析は以下に基づいています 2 つの前駆体から開始された 3 次元 CCSN シミュレーション 質量と金属性が異なります。 GW 株を空間的に 5 つに分解する 領域を示し、最初は PNS 表層で最大であることを示します。 ルドゥー対流と対流オーバーシュートによる降着とその後の最大規模 PNS 内のリージョン。 GW 光度の割合を計算して観察します。 明るさの大部分が同じ外層から深部に移動すること PNS内では同程度の時間でした。 自己矛盾のない摂動論の使用 解析では、PNS の振動モードの進化を調査します。 私たちは GW の進化する高周波成分の周波数を見つける 信号は ${}^2g_2$ モード、${}^2g_1$ モード、および 時間の経過とともに ${}^2f$ モードになります。 ${}^2g$ モードがパワーのほとんどを放出することを示します GW では、最初は PNS 表面領域から発生しましたが、その後数 100 ミリ秒以内に発生しました。 バウンス、最も多くの GW を放出する PNS の対流オーバーシュート領域です。 ${}^2g_1$ モードの電力。 最終的には、${}^2f$ モードが支配的なモードになります GW を生成し、主に対流オーバーシュートから放出されます。 地域。 したがって、3 つの相互接続された分析により、GW は 排出量は地球規模であり、PNS 内およびその周辺の複数の地域から生じています。 そこへの主要な貢献を調達することができます。 私たちはそれを発見しました CCSNe の PNS からの高周波 GW 放射は評価されているよりも複雑である 他のメソッドによる、および依存する、最初は主に ${}^2g$ 駆動のモードによって発行される PNS への降着によって、その後 ${}^2f$ モードによって放出される ルドゥー対流が持続。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In this paper, we investigate the effects of Lorentz violation on correlations harvesting, specifically focusing on the harvested entanglement and harvested mutual information between two Unruh-DeWitt detectors interacting with a quantum field in the Lorentz-violating BTZ black hole spacetime. Our findings reveal that Lorentz symmetry breaking has contrasting impacts on entanglement harvesting and mutual information harvesting in BTZ backgrounds: it enhances mutual information harvesting while suppressing entanglement harvesting. This phenomenon suggests that the increase in total correlations in Lorentz-violating vector field backgrounds with gravitational coupling is predominantly driven by classical components, with quantum correlations contributing less to the overall mutual information. These results indicate that Lorentz violation, as a quantum property of spacetime, may impose intrinsic constraints on the quantum information capacity encoded in spacetime due to competition among quantum degrees of freedom for resources. Furthermore, Lorentz symmetry breaking expands the \textit{entanglement shadow} region, further demonstrating its disruptive effect on quantum correlations. | この論文では、ローレンツ対称性の影響を調査します。 相関の収集、特に収集されたもつれに焦点を当てる 相互作用する 2 つの Unruh-DeWitt 検出器間の相互情報を収集しました ローレンツ違反 BTZ ブラック ホール時空の量子場を使用します。 私たちの 調査結果は、ローレンツ対称性の破れが対照的な影響を与えることを明らかにしました。 BTZ バックグラウンドでのエンタングルメント収集と相互情報収集: 絡み合いを抑制しながら相互情報収集を強化します 収穫中。 この現象は、次のことを示唆しています。 重力結合によるローレンツ違反ベクトル場の背景は、 主に量子相関を伴う古典的コンポーネントによって駆動される 全体的な相互情報への寄与は少なくなります。 これらの結果は、 ローレンツ違反は時空の量子特性として、 時空に符号化された量子情報容量に対する固有の制約 リソースに対する量子自由度間の競争によるものです。 さらに、 ローレンツ対称性の破れは \textit{エンタングルメント シャドウ} 領域を拡大します。 さらに、量子相関に対する破壊的な影響を実証しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We present a unitary phenomenological model for black hole evaporation based on the analogy of the laboratory process of spontaneous parametric down conversion (SPDC) when the black hole (pump) is allowed to deplete to zero mass. The model incorporates an additional new feature that allows for the interior Hawking partner-particles (idlers) behind the horizon to further generate new Hawking particle pairs of lower energy, one of which remains behind the horizon, and the other that adds to the externally emitted Hawking radiation (signals) outside the horizon. This model produces a Page curve for the evolution of the reduced density matrices for the evaporating black hole internal degrees of freedom entangled with the generated Hawking radiation pairs entangled across the horizon. The Page curve yields an entropy that rises at early times during the evaporation process as Hawking pairs are generated, reaches a peak midway through the evolution, and then decays to zero upon complete evaporation of the black hole. The entire system remains in a pure state at all times undergoing unitary (squeezed state) evolution, with the initial state of the black hole modeled as a bosonic Fock state of large, but finite number $n_{p0}$ of particles. For the final state of the system, the black hole reaches the vacuum state of zero mass, while the external Hawking radiation carries away the total energy of the initial black hole. Inside the horizon there remains $n_{p0}$ Hawking partner-particles of vanishingly small total energy, reminiscent of the "soft-hair" (zero energy) qubit model of Hotta, Nambu and Yamaguchi, but now from a Hamiltonian for squeezed state generation perspective. The model presented here can be readily extended to encompass arbitrary initial pure states for the black hole, and in falling matter. | 我々は、ブラックホール蒸発に基づくユニタリー現象論モデルを提示します。 自発的パラメトリックダウンの実験室プロセスのアナロジーについて ブラック ホール (ポンプ) がゼロまで枯渇することが許容される場合の変換 (SPDC) 質量。 このモデルには、次のことを可能にする追加の新機能が組み込まれています。 内部 ホーキングパートナー粒子 (アイドラー) の背後にある地平線からさらに遠くへ より低いエネルギーの新しいホーキング粒子ペアを生成し、そのうちの 1 つが残ります。 地平線の背後にあるもの、もう 1 つは外部に放射されるホーキング博士に追加されるものです。 地平線の外にある放射線（信号）。 このモデルは、次のページ曲線を生成します。 蒸発するブラックホールの減少密度行列の展開 生成されたホーキング放射と絡み合う内部自由度 地平線の向こうで絡み合うペア。 ページ曲線は上昇するエントロピーを生成します ホーキング対が生成される蒸発プロセスの初期に、 進化の途中でピークに達し、その後ゼロに減衰します。 ブラックホールの完全な蒸発。 システム全体は純粋なままです 状態は常に単一（圧縮状態）進化を遂げており、 ブラックホールの初期状態は大きなボソン粒子のフォック状態としてモデル化されますが、 有限数 $n_{p0}$ の粒子。 システムの最終状態については、 ブラックホールは質量ゼロの真空状態に達しますが、外部ホーキングは 放射線は初期ブラックホールの全エネルギーを奪い去ります。 内部 地平線には $n_{p0}$ ホーキングパートナーの消滅するほど小さな粒子が残っています 総エネルギー。 堀田、南部、山口、しかし今はスクイズ状態のハミルトンニアンから 世代の視点。 ここで紹介したモデルは、次のように簡単に拡張できます。 ブラック ホールの任意の初期純粋状態、および落下中の任意の初期純粋状態が含まれます。 案件。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In the present work, we theoretically investigate light deflection in the weak and strong field regimes for two regular spacetimes with corrections from loop quantum gravity. We treat analytically the expansions for both limits and use them as a basis for investigating gravitational lensing observables. We analyze and provide reasonable values for observables related to the second model that observational tools may be able to detect. | 現在の研究では、光の偏向を理論的に調査します。 からの補正を伴う 2 つの規則的な時空の弱いフィールド体制と強いフィールド体制 ループ量子重力。 限界と限界の両方の展開を分析的に扱います。 重力レンズの観測対象を調査するための基礎としてそれらを使用します。 私たちは 2番目に関連する観測値を分析し、合理的な値を提供します。 観察ツールが検出できる可能性のあるモデル。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We derive analytically some general features of the power-law sensitivity curve. They include an exact parametric equation, a formula for the peak sensitivity and a proof of convexity in log-log plot. A few conceptual points are also clarified. | べき乗則感度の一般的な特徴を分析的に導き出します。 曲線。 これらには、正確なパラメトリック方程式、ピークの公式が含まれています。 対数対対数プロットにおける感度と凸性の証明。 いくつかの概念的なポイント についても明らかにされている。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We present a general parametrization for energy density of a quintessence field, a minimally coupled canonical scalar field which rolls down slowly during the late time. This parametrization can mimic all classes of quintessence dynamics, namely scaling-freezing, tracker and thawing dynamics for any redshift. For thawing dynamics the parametrization needs two free parameters while for scaling-freezing and tracker dynamics it needs at least four free parameters. More parameters make the model less interesting from the observational data analysis point of view but as we expect more precise data in future it may be possible to constrain the models with multiple free parameters which can tell about the dynamics more precisely. One of the main advantage of this parametrization is that it reduces the computational time to significant amount while mimicking the actual scalar field dynamics for all redshifts which may not be possible with other existing parametrizations. We compare the parametrization with two and four parameters with the standard $\Lambda$CDM model, $w$CDM and Chevallier-Polarski-Linder (CPL) parametrizations using cosmological observational data from Planck 2018 (distance priors), DESI $2024$ DR1, PantheonPlus, Hubble parameter measurements and the redshift space distortion. We find that the observational data prefers standard $\Lambda$CDM model over other models. If we allow phantom region then it is more preferred by the data compared to non-phantom thawing quintessence. Our analysis does not show any preference of the dynamical dark energy over a cosmological constant except for the CPL parametrization. | 私たちは、本質のエネルギー密度の一般的なパラメータ化を提示します。 フィールド、ゆっくりとロールダウンする最小結合正準スカラー フィールド 遅い時間帯に。 このパラメータ化により、すべてのクラスを模倣できます。 本質的なダイナミクス、つまりスケーリング - フリージング、トラッカー、および解凍ダイナミクス あらゆる赤方偏移に対して。 解凍ダイナミクスの場合、パラメータ化には 2 つの無料のものが必要です スケーリングフリーズとトラッカーダイナミクスのためには少なくとも必要なパラメータ 4 つの自由パラメータ。 パラメーターが増えると、モデルの魅力が薄れます。 観測データ分析の観点からはより正確なデータが期待されますが、 将来的には、複数の自由パラメーターを使用してモデルを制約できるようになる可能性があります。 これにより、ダイナミクスをより正確に知ることができます。 主な利点の 1 つは、 このパラメータ化により、計算時間が大幅に短縮されます。 すべての赤方偏移の実際のスカラー場のダイナミクスを模倣しながら量を調整します。 他の既存のパラメータ化では不可能な場合があります。 を比較します。 標準の $\Lambda$CDM を使用した 2 つおよび 4 つのパラメーターによるパラメーター化 モデル、$w$CDM、および Chevallier-Polarski-Linder (CPL) パラメータ化を使用 Planck 2018 の宇宙論的観測データ (距離事前分布)、DESI $2024$ DR1、PantheonPlus、ハッブルパラメータ測定と赤方偏移空間 ねじれ。 観測データは標準 $\Lambda$CDM を優先していることがわかります。 他のモデルよりも優れたモデル。 ファントム領域を許可する場合は、それがより好ましいです データによる非ファントム解凍真髄との比較。 私たちの分析では、 宇宙定数よりも動的暗黒エネルギーの優先性を示す CPL パラメータ化を除く。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In this study, we explore the impact of the interacting parameter on dark matter in a model resulting from a parametrization of dark energy density. To ensure a model-independent approach, we treat \( r_d \) as a free parameter, avoiding assumptions about the physics of the early Universe or specific recombination models. This approach allows late-time cosmological observations to directly constrain \( r_d \) along with other parameters. Using recent measurements from the Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) Year 1, cosmic chronometers (CC) and Pantheon\(^{+}\) supernova (SNe Ia) data, we uncover a significant effect of the interacting parameter on dark matter. Our analysis reveals that while non-interacting models attribute 68.2\% of the cosmic energy density to dark energy, interacting models increase this share to 73.4\%. To further probe these differences, we evaluate the evolution of the deceleration parameter for each model, contrasting them against the \(\Lambda\)CDM paradigm and observational data from CC and SNe Ia measurements. Finally, we apply various statistical metrics to rigorously assess the performance of these models. | この研究では、相互作用パラメータが暗闇に及ぼす影響を調査します。 暗エネルギー密度のパラメータ化から生じるモデル内の物質。 に モデルに依存しないアプローチを確保し、 \( r_d \) を自由パラメータとして扱います。 初期宇宙の物理学や特定の物理学に関する仮定を避ける 組み換えモデル。 このアプローチにより、遅い時間の宇宙論的観測が可能になります \( r_d \) を他のパラメータとともに直接制約します。 最近の使用 暗黒エネルギー分光装置 (DESI) による測定 1 年目、 宇宙クロノメーター (CC) とパンテオン\(^{+}\) 超新星 (SNe Ia) データ、 相互作用パラメータが暗黒物質に及ぼす重大な影響を明らかにする。 私たちの 分析の結果、相互作用しないモデルは 68.2\% の原因となることが明らかになりました。 宇宙エネルギー密度から暗黒エネルギーまで、相互作用モデルがこのシェアを増加させます。 73.4\%。 これらの違いをさらに詳しく調査するために、私たちは、 各モデルの減速度パラメータを比較し、 \(\Lambda\)CDM パラダイムと、CC および SNe Ia 測定からの観測データ。 最後に、さまざまな統計指標を適用して、 これらのモデルのパフォーマンス。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We examine the classical and quantum evolution of inflationary cosmological perturbations from quantum initial conditions, using the on-shell and off-shell contributions to correlators to investigate the signatures of interactions. In particular, we calculate the Keldysh contributions to the leading order bispectrum from past infinity, showing that the squeezed limit is dominated by the on-shell evolution. By truncating the time integrals in the analytic expressions for contributions to the bispectrum, we define a `quantum interactivity' and quantitatively identify scales and times for which it is sufficient to only assume classical evolution, given a fixed precision. In contrast to typical perceptions inspired by free two-point functions, we show that common non-linear contributions to inflationary perturbations can be well-described by classical evolution even prior to horizon crossing. The insights gained here can pave the way for quantitative criteria for justifying the validity of numerically simulating the generation and evolution of quantum fluctuations in inflation. In particular, we comment on the validity of using stochastic inflation to reproduce known in-in perturbative results. An extensive appendix provides a review of the Keldysh formulation of the in-in formalism with the initial state set at a finite, as opposed to infinite past, emphasizing the importance of considering temporal boundary terms and the initial state for correctly obtaining the propagators. We also show how stochastic dynamics can emerge as a sufficiently accurate approximation to the full quantum evolution. This becomes particularly transparent in the Keldysh description. | インフレーション宇宙論の古典的進化と量子的進化を調べる オンシェルとオフシェルを使用した量子初期条件からの摂動 相互作用の兆候を調査するための相関関係者への貢献。 で 特に、主要な順序に対するケルディッシュの寄与を計算します。 過去の無限遠からのバイスペクトル。 絞り込まれた限界が支配的であることを示しています。 シェル上の進化。 解析関数で時間積分を切り捨てることにより、 バイスペクトルへの寄与を表す式として、「量子」を定義します。 インタラクティブ性」を評価し、その規模と時間を定量的に特定します。 固定精度が与えられた場合、古典的な進化のみを仮定するのに十分です。 で 自由二点関数に触発された典型的な認識とは対照的に、次のように示します。 インフレの混乱に対する一般的な非線形的な寄与は次のとおりである可能性があります。 地平線を越える前から古典的な進化によってよく説明されています。 の ここで得られた洞察は、正当化のための定量的な基準への道を開くことができます。 量子の生成と進化を数値的にシミュレーションすることの妥当性 インフレの変動。 特に、使用の有効性についてコメントします。 既知の in-in 摂動結果を再現するための確率的インフレーション。 アン 豊富な付録では、in-in のケルディッシュ定式化のレビューを提供します。 無限の過去とは対照的に、初期状態を有限に設定する形式主義、 時間的境界条件を考慮することの重要性を強調し、 プロパゲータを正しく取得するための初期状態。 方法も示します 確率力学は、十分に正確な近似として現れる可能性があります。 完全な量子進化。 これはケルディシュ語で特に顕著になります。 説明。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We explore various field theory aspects of integrable $ \eta $-deformed geometry in type IIB supergravity by employing several holographic probes. These include the computation of holographic timelike entanglement entropy and estimation of various other field theory observables for example, the flow central charge and the quantum complexity. We also discuss the associated brane set up and compute Page charges. We further use them to calculate the coupling constant in the dual QFTs considering both small and large deformation limits. | 可積分可能な $ \eta $-deformed のさまざまな場の理論の側面を探ります いくつかのホログラフィックプローブを使用することによる、タイプ IIB 超重力における幾何学形状。 これらには、ホログラフィックの時間的なもつれエントロピーの計算が含まれます。 他のさまざまな場理論の観測値、たとえば流れの推定 中心電荷と量子の複雑さ。 関連するブレーンについても説明します ページ料金を設定および計算します。 さらにそれらを使用して結合を計算します 小さい変形限界と大きい変形限界の両方を考慮したデュアル QFT の定数。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We investigate the divergence-free parametric form of the deceleration parameter within the simplest non-minimal matter-geometry coupling in $f(R,T)$ gravity, where $R$ is the Ricci scalar and $T$ is the trace of the energy-momentum tensor. Specifically, we consider the linear model $f(R,T) = R + 2\lambda T$, where $\lambda$ governs the interaction between matter and geometry. Using this parametric form, we derive the Hubble parameter as a function of redshift $z$ and incorporate it into the modified Friedmann equations. Constraining the model with OHD and Pantheon data, we obtain precise estimates for $H_0$, the present deceleration parameter $q_0$, and its evolutionary component $q_1$, confirming a smooth transition between cosmic deceleration and acceleration. Further, we analyze the evolution of the energy density $\rho$ and total EoS parameter $\omega$ for different $\lambda$ values, highlighting deviations from $\Lambda$CDM and the role of $\lambda$ in shaping cosmic dynamics. In addition, we examine energy conditions, finding that the NEC and DEC are satisfied throughout evolution, while the SEC is violated at late times, supporting the observed acceleration. Our findings demonstrate that this divergence-free parameterization within $f(R,T)$ gravity offers a viable framework for explaining late-time cosmic acceleration while maintaining key observational and theoretical constraints. | 発散のない減速度のパラメトリック形式を調査します。 $f(R,T)$ の最も単純な非最小物質幾何結合内のパラメータ $R$ はリッチ スカラー、$T$ は重力のトレースです。 エネルギー運動量テンソル。 具体的には、線形モデル $f(R,T) = R を考慮します。 + 2\lambda T$、ここで $\lambda$ は物質と物質の間の相互作用を支配します。 幾何学。 このパラメトリック形式を使用して、ハッブル パラメータを次のように導出します。 赤方偏移 $z$ の関数を修正フリードマン関数に組み込む 方程式。 OHD と Pantheon データを使用してモデルを制約すると、正確なデータが得られます。 $H_0$、現在の減速パラメータ $q_0$、およびその推定値 進化成分$q_1$、宇宙間のスムーズな移行を確認 減速と加速。 さらに、エネルギーの進化を分析します。 異なる $\lambda$ 値に対する密度 $\rho$ と合計 EoS パラメータ $\omega$、 $\Lambda$CDM からの逸脱と、整形における $\lambda$ の役割を強調する 宇宙の力学。 さらに、エネルギー条件を調べたところ、 NEC と DEC は進化を通じて満足しているが、SEC は次の段階で違反している。 遅い時間では、観測された加速をサポートします。 私たちの調査結果は次のことを示しています $f(R,T)$ 重力内でのこの発散のないパラメータ化は実行可能なものを提供します 鍵を維持しながら後期宇宙加速を説明するためのフレームワーク 観察的および理論的な制約。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We provide a quantization of the Schwarzschild spacetime in the presence of a cosmological constant, based on midisuperspace methods developed in the spherically symmetric sector of loop quantum gravity, using in particular the 'improved dynamics' scheme. We include both the de Sitter and anti-de Sitter cases. We find that the quantization puts a Planckian positive upper limit on the possible values of the cosmological constant similar to the bounds obtained earlier from studies of homogeneous spacetimes. This means that, for negative cosmological constant, no negative bound is found. Moreover, using semiclassical physical states, we obtain the effective metric and demonstrate the causal structure for various cases. Quantum gravity modifications ensure that the singularity is replaced by a transition surface in all the cases, where the curvature invariants approach mass-independent Planckian bounds. Analysis of the effective stress-energy tensor shows that the null energy condition is strongly violated in the vicinity of the transition surface. Moreover, it shows a weaker asymptotic fall off for a nonvanishing cosmological constant, which could have interesting phenomenological implications. | 我々は、シュヴァルツシルト時空の量子化を、 で開発された中超空間法に基づく宇宙定数 ループ量子重力の球対称セクター、特に 「ダイナミクスの改善」スキーム。 ド・シッターとアンチ・ド・シッターの両方を含みます ケース。 量子化によりプランクの正の上限が設定されることがわかります。 得られた限界に類似した宇宙定数の取り得る値 均質な時空の研究から以前に。 これは、ネガティブな場合には、 宇宙定数、負の限界は見つかりません。 さらに、使用すると、 半古典的な物理状態の有効な測定基準を取得し、実証します。 さまざまなケースの因果構造。 量子重力の修正により、 すべての場合において特異点が遷移曲面に置き換えられること、 ここで、曲率不変量は質量に依存しないプランク限界に近づきます。 有効応力エネルギー テンソルの解析により、ヌル エネルギーが 遷移表面付近では条件が大きく違反されます。 さらに、非消滅宇宙論では、より弱い漸近減衰が示されています。 これは現象学的に興味深い意味を持つ可能性があります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In this work, we derive the Newman-Penrose formalism of Maxwell's equations using two approaches: differential forms and intrinsic derivatives. Denoting $(k_{AF})^\mu$ as $k^\mu$, with $k^\mu=(k^t,k^r,0,0)$ in spherically symmetric spacetimes, we show that the expansion in $r^{-1}$ fails to produce consistent, closed solutions due to the inability to separate Lorentz-violating (LV) phase factors, as the Lorentz-invariant (LI) null tetrad does not adapt to the LV wavefront. Moreover, with exact formal solutions, we demonstrate that the expansion is nonperturbative in the LV parameter $k^2\equiv k^t-k^r$. For $r\gg1/k^2$, higher powers of $k^2$ dominate over lower powers, as the latter decay more rapidly with increasing $r$. Although the Coulomb mode $\phi_1\sim\mathcal{O}(\ln{r}/r^2)$ deviates from the LI expectation $\mathcal{O}(r^{-2})$ due to LV corrections, the leading outgoing radiation mode remains unaffected, i.e., $\phi_2\sim\mathcal{O}(r^{-1})$. Given the constraint $|k_{AF}|\le10^{-44}$GeV \cite{CMBLV-N}, the three complex scalars $\phi_a$ ($a=0,1,2$) still obey the peeling theorem: $\phi_a\sim\mathcal{O}(r^{(a-3)}),~a=0,1,2$ for large, finite distances. | この研究では、マクスウェル方程式のニューマン・ペンローズ形式を導き出します。 微分形式と固有微分という 2 つのアプローチを使用します。 示す $(k_{AF})^\mu$ を $k^\mu$ として、$k^\mu=(k^t,k^r,0,0)$ を球対称にします 時空では、$r^{-1}$ での展開が一貫性を生成できないことを示します。 ローレンツ違反 (LV) 相を分離できないため、閉じた解 ローレンツ不変 (LI) ヌル四分子が LV に適応しないため、因子 波面。 さらに、正確な形式的解法を使用して、 拡張は、LV パラメータ $k^2\equiv k^t-k^r$ では非摂動的です。 のために $r\gg1/k^2$、$k^2$ のより高いべき乗が、より低いべき乗よりも優先されます。 $r$ が増加すると、より急速に減衰します。 クーロンモードですが、 $\phi_1\sim\mathcal{O}(\ln{r}/r^2)$ は LI の期待値から外れています LV補正による$\mathcal{O}(r^{-2})$、主な出射放射線 モードは影響を受けません。 つまり、$\phi_2\sim\mathcal{O}(r^{-1})$ です。 与えられた 制約 $|k_{AF}|\le10^{-44}$GeV \cite{CMBLV-N}、3 つの複素スカラー $\phi_a$ ($a=0,1,2$) は依然としてピーリング定理に従います。 有限の大きな距離の場合、$\phi_a\sim\mathcal{O}(r^{(a-3)}),~a=0,1,2$。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Recently, two new quantum-corrected static spherically symmetric black hole models satisfying covariance have been proposed within the framework of effective quantum gravity. In this paper, we study how the quantum parameter $\zeta$ affects the optical properties of two quantum black hole models. We first analyze the photon sphere, critical impact parameter, and innermost stable circular orbit as $\zeta$ varies, and constrain $\zeta$ using Event Horizon Telescope data. Additionally, by employing the ray-tracing method to study photon trajectories near the two quantum black holes, we find that $\zeta$ can reduce the range of impact parameters corresponding to the photon ring and lensed ring. We then examine the optical appearance of these black holes with thin accretion disks, showing $\zeta$ significantly brightens the first model's image but has little effect on the second. Meanwhile, we demonstrate the contributions of the transfer functions to the observed intensity of direct and lensed ring in the observer's field of view, which has rarely been separately illustrated in previous studies. Finally, we study the optical appearance of both quantum black holes under a static spherical accretion model, with results consistent with the above. Therefore, we conclude that the second quantum black hole is almost indistinguishable from the Schwarzschild black hole, while the first quantum black hole can be distinguished from the Schwarzschild black hole through its optical appearance. | 最近、量子補正された 2 つの新しい静的球対称ブラック ホールが発見されました。 共分散を満たすモデルは、の枠組み内で提案されています。 効果的な量子重力。 この論文では、量子パラメータがどのように計算されるかを研究します。 $\zeta$ は、2 つの量子ブラック ホール モデルの光学特性に影響を与えます。 私たちは まず光子球、臨界衝撃パラメータ、および最内部を分析します。 $\zeta$ が変化しても安定した円軌道、イベントを使用して $\zeta$ を拘束 地平線望遠鏡のデータ。 さらに、レイトレーシング手法を採用することで、 2 つの量子ブラック ホール近くの光子の軌道を研究すると、次のことがわかります。 $\zeta$ は、光子に対応する衝撃パラメータの範囲を減らすことができます リングとレンズ付きリング。 次に、これらの黒色の光学的外観を調べます。 薄い降着円盤のある穴、$\zeta$ が著しく明るくなることを示しています。 最初のモデルのイメージですが、2 番目のモデルにはほとんど影響しません。 その間、私たちは 観察されたものに対する伝達関数の寄与を実証する 観察者の視野内の直接リングとレンズリングの強度。 以前の研究では個別に説明されることはほとんどありませんでした。 最後に、 静的な球体の下での両方の量子ブラックホールの光学的外観 降着モデル、結果は上記と一致します。 したがって、結論としては、 2 番目の量子ブラック ホールは、量子ブラック ホールとほとんど区別がつかない シュワルツシルト ブラック ホール、最初の量子ブラック ホールは 光学的外観によりシュヴァルツシルト ブラック ホールとは区別されます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We present a quantum response approach to momentum-space gravity in dissipative multiband systems, which dresses both the quantum geometry--through an interband Weyl transformation--and the equations of motion. In addition to clarifying the roles of the contorsion and symplectic terms, we introduce the three-state quantum geometric tensor and discuss the significance of the emergent terms from a gravitational point of view. We also identify a dual quantum geometric drag force in momentum space that provides an entropic source term for the multiband matrix of Einstein field equations. | 我々は、運動量空間重力に対する量子応答アプローチを提案します。 両方の量子幾何学をドレスアップする散逸マルチバンド システム バンド間ワイル変換と運動方程式。 に加えて ねじれ項とシンプレクティック項の役割を明確にするために、 三状態量子幾何テンソルを解析し、その重要性について議論します。 重力の観点から見た創発項。 二重性も特定します エントロピー源を提供する運動量空間における量子幾何学的抗力 アインシュタイン場方程式のマルチバンド行列を表す用語。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We find a curious duality between the bosonic sector of heterotic supergravity and the noncritical bosonic string with conformal anomaly. This allows us to map the Mink$_4\times S^3\times S^3$ vacuum of the bosonic string to a new warped $\mathbb R\times (T^{1,1}\times$Mink$_4)$ vacuum of the heterotic theory, which turns out to be supersymmetric, preserving $1/4$ of the supersymmetry. We perform consistent dimensional reduction of the heterotic theory on the warped $\mathbb R\times T^{1,1}$ internal space and obtain ${\cal N}=1$, $D=4$ supergravity, with one complex scalar multiplet and $SU(2)\times SU(2)$ Yang-Mills multiplets, where the gauge symmetry is originated from the isometry group of $T^{1,1}$. | 私たちは、ボソンセクターとヘテロティックセクターの間に奇妙な二重性を発見しました。 超重力と共形異常を伴う非臨界ボソン音列。 これ これにより、ボソン弦の Mink$_4\times S^3\times S^3$ 真空をマッピングできるようになります。 新しい歪んだ $\mathbb R\times (T^{1,1}\times$Mink$_4)$ 真空に ヘテロティック理論は超対称であることが判明し、$1/4$ を維持します。 超対称性。 ヘテロ構造の一貫した次元縮小を実行します。 歪んだ $\mathbb R\times T^{1,1}$ 内部空間に関する理論を実行し、 ${\cal を取得します N}=1$、$D=4$ 超重力、1 つの複素スカラー倍項と $SU(2)\times SU(2)$ Yang-Mills 多重項。 ゲージ対称性は $T^{1,1}$ のアイソメ群。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We constrain two vacuum decay models ($\Lambda(t)$CDM, proposed by the authors of~\cite{Brito:2024bhh}) utilizing the baryon acoustic oscillations (BAO) data released by the Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), distance prior from the cosmic microwave background (CMB) observed by the Planck satellite, Hubble rate data obtained via the cosmic chronometers (CC) method and type Ia supernova (SNIa) data. The interaction terms between dark matter and dark energy are defined as $Q=3\varepsilon H\rho_{\Lambda}$ for model I and $3\varepsilon aH\rho_{\Lambda}$ for model II. We find that the decay parameter is constrained to be $\varepsilon=0.0094^{+0.0037}_{-0.0033}$ for model I and $\varepsilon=0.0119\pm{0.0045}$ for model II, respectively, indicating a potential interaction between dark matter and dark energy at the $2\sigma$ confidence level. The current Hubble parameter values are estimated to be $H_{0}=70.30\pm{0.67}$ for model I and $H_{0}=70.28\pm{0.64}$ for model II. These values of $H_0$ fall between those derived from the Planck and SH0ES data, suggesting that these two vacuum decay models could provide a potential solution to alleviate the Hubble tension problem. | 2 つの真空減衰モデル ($\Lambda(t)$CDM、 ~\cite{Brito:2024bhh}) の著者)、バリオン音響振動を利用 暗黒エネルギー分光装置 (DESI) によって公開された (BAO) データ、 観測された宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) からの距離。 プランク衛星、宇宙クロノメーター (CC) によって取得されたハッブル レート データ メソッドと Ia 型超新星 (SNIa) データ。 ダーク間の相互作用項 物質と暗黒エネルギーは $Q=3\varepsilon H\rho_{\Lambda}$ として定義されます。 モデル I とモデル II の $3\varepsilon aH\rho_{\Lambda}$。 我々は、 減衰パラメータは $\varepsilon=0.0094^{+0.0037}_{-0.0033}$ に制限されます モデル I の場合は $\varepsilon=0.0119\pm{0.0045}$ 、モデル II の場合はそれぞれ、 これは、暗黒物質と暗黒エネルギーの間の潜在的な相互作用を示しています。 $2\sigma$ 信頼水準。 現在のハッブルパラメータ値は推定されます モデル I の場合は $H_{0}=70.30\pm{0.67}$、モデルの場合は $H_{0}=70.28\pm{0.64}$ となります。 II. $H_0$ のこれらの値は、プランクと SH0ES から導出された値の間に収まります。 データは、これら 2 つの真空減衰モデルが可能性を提供できることを示唆しています。 ハッブル張力問題を軽減する解決策。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Tidal interactions in a coalescing binary neutron star (BNS) or neutron star-black hole (NSBH) system driven by gravitational wave (GW) radiation contain precious information about physics both at extreme density and in the highly relativistic regime. In the late inspiral stage, where the tidal effects are the strongest, dynamical corrections to the tidal response become significant. Previous analyses model the finite-frequency correction through the effective Love number approach, which only accounts for the correction in the radial interaction but ignores the lag in the tidal bulge behind the companion due to the continuous orbital shrinkage. The lag provides a torque, causing the star's spin to change over time. We dub the evolving component of the spin the tidal spin, whose dimensionless value can reach 0.03-0.4 depending on how rapidly the background star rotates. We present an effective-one-body (EOB) waveform model for BNSs and NSBHs incorporating the tidal spin, particularly its back reaction to the orbit due to the Newtonian tidal torque and the relativistic orbital hang-up. Beyond the conservative dynamics, we also derive the corrections to the dissipative radiation due to finite-frequency effects to the first post-Newtonian order. Depending on the star's background spin, the phase error in the time-domain waveform due to ignoring the tidal spin ranges from 0.3 to 4 radians at the waveform's peak amplitude. The difference in the waveforms with and without the tidal spin remarkably resembles the difference between previous effective Love number models and numerical relativity simulations, underscoring the significance of tidal spin in the construction of faithful models. Our model further extends the description of dynamics in the high-background spin regions of the parameter space that are yet to be covered by numerical simulations. | 合体する連星中性子星 (BNS) または中性子における潮汐相互作用 重力波 (GW) 放射線によって駆動される星ブラック ホール (NSBH) システム 物理学に関する貴重な情報が極度の密度で含まれています。 高度に相対主義的な体制。 インスピレーションの後期では、潮汐効果が起こります。 最も強力で、潮汐反応に対する動的補正は次のようになります。 重要な。 以前の解析では、以下を介して有限周波数補正をモデル化しました。 効果的な愛数アプローチは、次の補正のみを考慮します。 放射状の相互作用は考慮されますが、背後の潮汐バルジの遅れは無視されます。 継続的な軌道収縮による伴星。 遅れがトルクを生み、 時間の経過とともに星の回転が変化します。 私たちは、進化するコンポーネントを次のように呼んでいます。 スピン 潮汐スピン。 その無次元値は、状況に応じて 0.03 ～ 0.4 に達することがあります。 背景の星がどれくらいの速さで回転するかについて。 効果的な一体型をご提案します 潮汐スピンを組み込んだBNSおよびNSBHの(EOB)波形モデル、 特にニュートン潮汐トルクによる軌道に対する後方反応 そして相対論的軌道ハングアップ。 保守的な力関係を超えて、私たちはまた、 有限周波数による散逸輻射の補正を導き出す 最初のポストニュートン秩序への影響。 スターの背景に応じて スピン、潮汐を無視したことによる時間領域波形の位相誤差 スピンの範囲は波形のピーク振幅で 0.3 ～ 4 ラジアンです。 の 潮汐スピンの有無による波形の違いが顕著 以前の有効な Love 数モデルとの違いに似ています。 潮汐スピンの重要性を強調する数値相対性理論シミュレーション 忠実なモデルの構築に。 私たちのモデルは、 パラメータの高バックグラウンドスピン領域におけるダイナミクスの説明 数値シミュレーションではまだカバーされていない空間。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Entanglement islands are subregions in a gravitational universe whose information is fully encoded in a disconnected non-gravitational system away from it. In the context of the black hole information paradox, entanglement islands state that the information about the black hole interior is encoded in the early-time Hawking radiation. Nevertheless, it was unclear how this seemingly nonlocal information encoding emerges from a manifestly local theory. In this paper, we provide an answer to this question by uncovering the mechanism behind this information encoding scheme. As we will see, the early understanding that graviton is massive in island models plays an essential role in this mechanism. As an example, we will discuss how this mechanism works in detail in the Karch-Randall braneworld. This study also suggests the potential importance of this mechanism to the ER=EPR conjecture. | エンタングルメント島は重力宇宙の部分領域であり、 情報は、離れたところにある切断された非重力系で完全に暗号化されます。 それから。 ブラックホール情報パラドックスの文脈では、エンタングルメント 諸島は、ブラックホールの内部に関する情報がエンコードされていると述べています。 初期のホーキング放射。 ただし、これがどのようにして起こるのかは不明でした 一見非局所的な情報符号化は、明らかに局所的な理論から生まれます。 このペーパーでは、次のことを明らかにすることで、この質問に対する答えを提供します。 この情報エンコード方式の背後にあるメカニズム。 これから見るように、初期の 島モデルでは重力子が巨大であることを理解することが重要な役割を果たす この仕組みでは。 例として、このメカニズムがどのように機能するかについて説明します。 Karch-Randall braneworld の詳細。 この研究はまた、次の可能性を示唆しています。 ER=EPR 予想に対するこのメカニズムの重要性。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We explore constraints that arise from associating an entanglement wedge (EW) to subregions of a cutoff boundary at a finite distance in AdS/CFT, using a subcritical end-of-the-world (ETW) brane acting as a cutoff. In particular, we consider the case of two intervals in the holographic dual to a BCFT, with one interval $A$ located at the asymptotic boundary and the second interval $B$ located on the ETW brane. We discuss in detail subtleties that arise near the RT end-points when defining the EW for this configuration, particularly in the connected phase. Entanglement wedge nesting (EWN) requires that $\mathcal{W}_E(A) \cup \mathcal{W}_E(B) \subseteq \mathcal{W}_E(A\cup B)$. We demonstrate that already in the simplest example of an AdS$_3$ bulk geometry, EWN can be violated even if $A$ and $B$ are spacelike separated through the bulk and instead we must require the stronger condition that $\mathcal{W}_E(A)$ be spacelike separated from $\mathcal{W}_E(B)$, which highlights the non-local nature of the cutoff theory. Our prescription to associate EWs to subregions on the ETW brane is different from the restricted maximin procedure in arXiv:2008.07022 but will agree within the subset of parameter space where EWN is respected. Additionally, we study EWN in a two sided BTZ black hole geometry with an ETW brane in one of the exteriors. In the BTZ black hole example we find that our condition for EWN disallows configurations where the RT surface goes from the brane to the black hole singularity. | エンタングルメント ウェッジ (EW) の関連付けから生じる制約を調査します。 AdS/CFT の有限距離にあるカットオフ境界のサブ領域に、 未臨界の世界の終わり（ETW）ブレーンがカットオフとして機能します。 特に私たちは、 BCFT に対するホログラフィック デュアルに 2 つの間隔がある場合を考えてみましょう。 漸近境界にある区間 $A$ と 2 番目の区間 $B$ ETW ブレーンにあります。 付近で生じる微妙な点について詳しく説明します。 この構成の EW を定義するとき、特に 接続された相。 エンタングルメント ウェッジ ネスト (EWN) では、次のことが必要です。 $\mathcal{W}_E(A) \cup \mathcal{W}_E(B) \subseteq \mathcal{W}_E(A\cup B)$。 私たちは AdS$_3$ バルク ジオメトリの最も単純な例で既に示されているように、 $A$ と $B$ が空間的に分離されている場合でも、EWN に違反する可能性があります。 バルクではなく、代わりに $\mathcal{W}_E(A)$ というより強力な条件を要求する必要があります。 $\mathcal{W}_E(B)$ から空間的に分離され、非ローカルな部分が強調表示されます。 カットオフ理論の性質。 EW をサブリージョンに関連付ける処方箋 ETW ブレーンは、制限された最大値手順とは異なります。 arXiv:2008.07022 ですが、EWN がパラメータ空間のサブセット内で一致します。 尊敬されている。 さらに、我々は両面BTZブラックホール幾何学におけるEWNを研究します。 外装の1つにETWブレーンを搭載。 BTZ ブラックホールの例では、 EWN の条件では、RT 表面が存在する構成が許可されていないことがわかります。 ブレーンからブラックホール特異点まで進みます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The existence of fluctuations at the early stage of the universe provides enough confidence to rely on the averaging methods. However, the nonlinearity of general relativity makes it extremely difficult. There are different methods to study inhomogeneous cosmology and provide a straightforward solution to the averaging problem in cosmology, such as Buchert's spatial averaging. I am attempting to study early cosmic inflation using Buchert equations and the Mori-Zwanzig projection operator formalism. Buchert equations and Mori-Zwanzig formalism's coarse-grained description are the geometrical source of early cosmic inflation through higher-order differential equations. It can be seen that the observational data and the given theoretical results are in agreement. | 宇宙の初期段階におけるゆらぎの存在は、 平均化手法に依存するのに十分な自信があります。 ただし、非線形性 一般相対性理論はそれを非常に困難にします。 さまざまな方法があります 不均一宇宙論を研究し、問題に対する直接的な解決策を提供すること。 ブチャートの空間平均など、宇宙論における平均の問題。 私は ブチャート方程式と モリ・ツヴァンツィヒ射影演算子形式主義。 ブッチャート方程式とモリ・ツヴァンツィヒ方程式 フォーマリズムの粗粒記述は初期の幾何学的ソースである 高次の微分方程式による宇宙のインフレーション。 見える 観測データと与えられた理論的結果が一致していること。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We construct the analogue of the Dirac-Born-Infeld (DBI) action in Weyl conformal geometry in $d$ dimensions and obtain a general theory of gravity with Weyl gauge symmetry of dilatations (Weyl-DBI). This is done in the Weyl gauge covariant formulation of conformal geometry in $d$ dimensions, suitable for a gauge theory, in which this geometry is metric. The Weyl-DBI action is a special gauge theory in that it has the same gauge invariant expression with dimensionless couplings in any dimension $d$, with no need for a UV regulator (be it a DR subtraction scale, field or higher derivative operator) for which reason we argue it is Weyl-anomaly free. For $d=4$ dimensions, the leading order of a series expansion of the Weyl-DBI action recovers the gauge invariant Weyl quadratic gravity action associated to this geometry, that is Weyl anomaly-free; this is broken spontaneously and Einstein-Hilbert gravity is recovered in the broken phase, with $\Lambda>0$. All the remaining terms of this series expansion are of non-perturbative nature but can, in principle, be recovered by (perturbative) quantum corrections in Weyl quadratic gravity in $d=4$ in a gauge invariant (geometric) regularisation, provided by the Weyl-DBI action. If the Weyl gauge boson is not dynamical the Weyl-DBI action recovers in the leading order the conformal gravity action. All fields and scales have geometric origin, with no added matter, scalar field compensators or UV regulators. | ワイルにおけるディラック・ボーン・インフェルド (DBI) アクションの類似物を構築します。 $d$ 次元での共形幾何学と重力の一般理論の取得 膨張のワイルゲージ対称性 (Weyl-DBI) を使用します。 これはワイルで行われます $d$ 次元での等角幾何学のゲージ共変定式化、適切 ゲージ理論の場合、この幾何学はメートル法です。 Weyl-DBI アクションは、 と同じゲージ不変式を持つ特別なゲージ理論 あらゆる次元 $d$ の無次元カップリング、UV レギュレーターは不要 (DR 減算スケール、フィールド、または高次の微分演算子であっても) 私たちがワイル異常がないと主張する理由。 $d=4$ 次元の場合、先頭は Weyl-DBI 作用の級数展開の次数はゲージ不変量を回復します このジオメトリに関連付けられたワイル二次重力作用、つまりワイル 異常がないこと。 これは自然に壊れ、アインシュタイン・ヒルベルト重力は $\Lambda>0$ の壊れたフェーズで回復しました。 残りのすべての条件 この級数展開は非摂動的な性質を持っていますが、原則として次のようにすることができます。 ワイル二次重力における（摂動的な）量子補正によって回復される Weyl-DBI によって提供される、ゲージ不変 (幾何) 正則化の $d=4$ アクション。 ワイル ゲージ ボソンが動的でない場合、ワイル DBI アクションは回復します。 主要な順序は等角重力作用です。 すべてのフィールドとスケールには、 物質、スカラー場補償器、または UV を追加しない幾何学的原点 規制当局。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| This study explores some properties of a black hole surrounded by a dark matter halo with a Dehnen type density distribution. Specifically focusing on the thermodynamic characteristics, shadow radius, quasinormal modes, and topological charge of thermodynamic potentials associated with this black hole. Notably, this black hole features an unstable photon sphere, which contributes to the formation of the black hole shadow. | この研究では、暗闇に囲まれたブラックホールのいくつかの特性を調査します。 デーネン型の密度分布を持つ物質ハロー。 特に焦点を当てているのは、 熱力学的特性、影の半径、準正規モード、 このブラック ホールに関連する熱力学的ポテンシャルのトポロジカルな電荷。 注目すべきことに、このブラック ホールは不安定な光子球を特徴としており、これが原因となっています。 ブラックホールの影の形成まで。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| A particular generalization of the Chaplygin inflationary model, using the formalism of Hamilton-Jacobi and elliptic functions, results in a more general non-linear Chaplygin-type equation of state (Chaplygin-Jacobi model). We investigate the implementation of this model as a dark energy (DE) fluid to explain the recent acceleration of the universe. Unlike $\Lambda$CDM and other Chaplygin-like fluids, where the final fate of the universe is an eternal de Sitter (dS) phase, the dynamics of this model allows for the possibility of a decelerating phase in the future, following the current accelerating phase. In other words, a transient acceleration arises, accounting for the recently claimed slowing down phenomenon. This Chaplygin-Jacobi model shows important differences compared to the standard and generalized Chaplygin gas models. Additionally, we perform a Markov Chain Monte Carlo (MCMC) analysis using several datasets, including Type Ia Supernovae (SNIa), Cosmic Chronometers (CC), Fast Radio Bursts (FRBs), and Baryon Acoustic Oscillations (BAO) to examine the observational viability of the model. Our results indicate that, although a transient phase of accelerated expansion is supported by current observations in the context of the Chaplygin-Jacobi model, this model is strongly disfavored in comparison with $\Lambda$CDM. | チャプリギンのインフレモデルを特別に一般化したもので、 ハミルトン・ヤコビ関数と楕円関数の形式主義により、より一般的な結果が得られます。 非線形チャプリギン型状態方程式 (チャプリギン-ヤコビ モデル)。 私たちは ダーク エネルギー (DE) 流体としてのこのモデルの実装を調査してください。 最近の宇宙の加速について説明します。 $\Lambda$CDM などとは異なります チャプリギンのような流体、宇宙の最終運命は永遠の運命である シッター (dS) フェーズ、このモデルのダイナミクスでは、 現在の加速フェーズに続き、将来的には減速フェーズへ。 で 言い換えれば、最近の加速度を考慮して過渡的な加速が発生します。 現象の減速を主張した。 この Chaplygin-Jacobi モデルは、重要な点を示しています。 標準および一般化された Chaplygin ガス モデルとの違い。 さらに、以下を使用してマルコフ連鎖モンテカルロ (MCMC) 分析を実行します。 Ia 型超新星 (SNIa)、宇宙クロノメーターを含むいくつかのデータセット (CC)、高速無線バースト (FRB)、およびバリオン音響振動 (BAO) モデルの観察上の実行可能性を調べます。 私たちの結果は次のことを示しています。 加速膨張の過渡段階は電流によってサポートされますが、 Chaplygin-Jacobi モデルのコンテキストで観察すると、このモデルは次のようになります。 $\Lambda$CDM と比較して非常に不利です。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We study the non-modal stability of black hole spacetimes under linear perturbations. We show that large-amplitude growth can occur at finite time, despite asymptotic decay of linear perturbations. In the example presented, the physical mechanism is a transient form of superradiance, and is qualitatively similar to the transition to turbulence in Navier-Stokes shear flows. As part of the construction we provide a theorem for the positivity of QNM energies, and introduce a truncated-Hamiltonian approach to black hole pseudospectra which does not suffer from convergence issues. | 線形環境下でのブラックホール時空の非モーダル安定性を研究します。 混乱。 大振幅の成長が有限時間で発生する可能性があることを示します。 線形摂動の漸近減衰にもかかわらず。 提示された例では、 物理的メカニズムは超放射の一時的な形態であり、定性的には ナビエ・ストークスせん断流における乱流への移行に似ています。 一部として この構造の中で、QNM エネルギーの正の定理を提供します。 そして、ブラック ホールの擬似スペクトルに対する短縮ハミルトニアン アプローチを導入します。 これにより、収束の問題が発生しません。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Cosmological correlators are fundamental observables in an expanding universe and are highly non-trivial functions even at tree-level. In this work, we uncover novel structures in the space of such tree-level correlators that enable us to develop a new recursive algorithm for their explicit computation. We begin by formulating cosmological correlators as solutions to GKZ systems and develop a general strategy to construct additional differential operators, called reduction operators, when a GKZ system is reducible. Applying this framework, we determine all relevant reduction operators, and show that they can be used to build up the space of functions needed to represent the correlators. Beyond relating different integrals, these operators also yield a large number of algebraic relations, including cut and contraction relations between diagrams. This implies a significant reduction in the number of functions needed to represent each tree-level cosmological correlator. We present first steps to quantify the complexity of our reduction algorithm by using the Pfaffian framework. While we focus on tree-level cosmological correlators, our approach provides a blueprint for other perturbative settings. | 宇宙論的相関関係者は、膨張する宇宙の基本的な観測物です ツリーレベルでも非常に重要な関数です。 この作品で私たちは、 このようなツリーレベルの相関関係子の空間で新しい構造を発見します。 これにより、明示的な計算のための新しい再帰的アルゴリズムを開発できるようになります。 GKZ システムの解決策として宇宙論的相関関係を定式化することから始めます。 追加の微分演算子を構築するための一般的な戦略を開発します。 GKZ システムが約定可能な場合、リダクション演算子と呼ばれます。 これを応用すると フレームワークに基づいて、関連するすべてのリダクション演算子を決定し、それらが を表すために必要な関数のスペースを構築するために使用できます。 相関関係者。 これらの演算子は、さまざまな積分を関連付けるだけでなく、 切断および収縮関係を含む多数の代数関係 図の間。 これは、数が大幅に減少することを意味します。 各ツリーレベルの宇宙論的相関関係を表すために必要な関数。 私たちは 以下により、削減アルゴリズムの複雑さを定量化するための最初のステップを提示します。 パフィアンフレームワークを使用します。 私たちはツリーレベルの宇宙論に焦点を当てていますが、 相関関係者にとって、私たちのアプローチは他の摂動的な設定の青写真を提供します。 |