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| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a nontrivial extension of the problem of spherical accretion of a collisionless kinetic gas into the standard Schwarzschild black hole. This extension consists of replacing the Schwarzschild black hole by generic static and spherically symmetric black hole spacetimes with the aim of studying the effects of either modified gravitational theories beyond Einstein gravity or matter sources coupled to general relativity on the accretion process. This generalization also allows us to investigate the accretion into other types of black hole spacetimes, such as ones inspired by loop quantum gravity and string theory. To do so, we take into account a large class of static and spherically symmetric black holes whose spacetime is asymptotically flat with a positive total mass, has a regular Killing horizon, and satisfies appropriate monotonicity conditions of the metric functions. We provide the most general solution of the collisionless Boltzmann equation on such spacetimes by expressing the one-particle distribution function in terms of suitable symplectic coordinates on the cotangent bundle, and we calculate the relevant observables, such as particle current density and energy-momentum-stress tensor. Specializing to the case where the gas is described by an isotropic ideal fluid at rest at infinity, we compute the mass accretion rate and compression ratio, and we show that the tangential pressure is larger than the radial one at the horizon, indicating that the behavior of a collisionless gas is different from the one of an isotropic perfect fluid. As an example, we apply our generic formulae to two special black hole spacetimes, namely the Reissner-Nordstr\"om black hole and a loop quantum corrected black hole. We explore the effects of the free parameters on the observables and accretion rate, and we compare the results with those corresponding to the Schwarzschild black hole. | 我々は、 標準的なシュヴァルツシルト ブラック ホールへの衝突のない運動ガス。 これ 拡張機能は、シュワルツシルト ブラック ホールを一般的な静電気で置き換えることで構成されます。 と球対称のブラックホール時空を研究することを目的としています。 アインシュタインの重力を超える修正された重力理論の影響、または 物質源と降着過程に関する一般相対性理論を結びつける。 これ 一般化により、他のタイプへの付加を調査することもできます。 ブラックホール時空（ループ量子重力や弦に触発されたものなど） 理論。 そのために、静的および球状の大きなクラスを考慮します。 時空が正の値で漸近的に平坦になる対称ブラック ホール 総質量、規則的な死期を持ち、適切な条件を満たす 計量関数の単調性条件。 最も一般的なものを提供します このような時空における無衝突ボルツマン方程式の解法は次のとおりです。 一粒子分布関数を適切な観点から表現する コタンジェントバンドル上のシンプレクティック座標を計算し、関連する 粒子電流密度やエネルギー-運動量-応力などの観測値 テンソル。 気体が等方性で記述される場合に特化した 無限遠で静止している理想的な流体から、質量降着率を計算し、 圧縮比を調べ、接線方向の圧力が圧縮比よりも大きいことを示します。 地平線にある放射状のものは、衝突のないガスの挙動を示しています。 等方性完全流体とは異なります。 例として、私たちは 私たちの一般的な公式を 2 つの特別なブラック ホール時空に適用します。 Reissner-Nordstr\"om ブラック ホールとループ量子修正ブラック ホール。 観測量と降着に対する自由パラメータの影響を調査する 率を計算し、その結果をシュヴァルツシルトに対応する結果と比較します。 ブラックホール。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The basic observables in cosmology are known as in-in correlators. Recent calculations have revealed that in-in correlators in four dimensional de Sitter space exhibit hidden simplicity stemming from a close relation to scattering amplitudes in flat space. In this paper we explain how to make this property manifest by dressing flat space Feynman diagrams with certain auxiliary propagators. These dressing rules hold for any order in perturbation theory and can be derived for a broad range of scalar theories, including those with infrared divergences. In the latter case we show that they reproduce the same infrared divergences predicted by the Schwinger-Keldysh formalism. | 宇宙論における基本的な観測量は、インイン相関器として知られています。 最近の 計算により、4 次元の de Sitter における in-in 相関関係が明らかになりました。 空間は散乱との密接な関係に起因する隠れた単純さを示します 平坦な空間での振幅。 この記事では、このプロパティの作成方法について説明します。 平面空間ファインマン図を特定の補助関数でドレスアップすることによって明示されます。 伝播者。 これらの服装規則は摂動理論のあらゆる順序に当てはまります。 を含む幅広いスカラー理論について導出できます。 赤外線の発散。 後者の場合、同じものを再現することを示します。 シュウィンガー・ケルディッシュ形式によって予測される赤外線発散。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a comprehensive study of the C-metric in $2+1$ dimensions, placing it within a shell of stress energy and matching it to an exterior vacuum AdS metric. The $2+1$ C-metric is not circularly symmetric and hence neither are the constructed shells, which instead take on a cuspoidal or teardrop shape. We interpret the stress energy of the shells as a perfect fluid, calculating the energy density and pressure. For accelerating particles (Class I), we find the stress energy is concentrated on the part of shell farthest from the direction of acceleration and always respects the strong and weak energy conditions. For accelerating black holes (Class I$_{\mathrm{C}}$, II, and III), the shell stress energy may either respect or violate the energy conditions depending on the parameter of the exterior metric -- between the two regimes lies a critical value of the external parameter for which the shell stress energy vanishes, leading to new solutions of Einstein's field equations, which fall into three categories: an accelerated black hole pulled by a finite-length string with a point particle at the other end, an accelerated black hole pushed by a finite-length strut with a point particle at the other end, and an accelerated black hole pushed from one side by a finite-length strut and pulled from the other by a finite-length string, each with a point particle at the other end. | $2+1$ の次元での C メトリクスの包括的な研究を紹介します。 応力エネルギーのシェル内でそれを外部の真空と一致させる AdS メトリック。 $2+1$ C メトリックは円対称ではないため、どちらも円対称ではありません。 構築されたシェルは、代わりに尖頭状または涙滴状の形状をとります。 私たちは シェルの応力エネルギーを完全な流体として解釈し、 エネルギー密度と圧力。 加速粒子 (クラス I) の場合、次のようになります。 応力エネルギーは方向から最も遠いシェルの部分に集中します。 加速度を調整し、常に強いエネルギー条件と弱いエネルギー条件を尊重します。 のために 加速ブラック ホール (クラス I$_{\mathrm{C}}$、II、III)、シェル ストレスエネルギーは、以下に応じてエネルギー条件を尊重することも、違反することもあります。 外部指標のパラメータ -- 2 つの領域の間には重要な要素が存在します。 シェル応力エネルギーが消滅する外部パラメータの値、 アインシュタインの場方程式の新しい解を導き出します。 これは 3 つに分類されます。 カテゴリ: 有限長の文字列によって引っ張られる加速されたブラック ホール もう一方の端には点粒子があり、加速されたブラックホールは物体によって押されています。 もう一方の端に点粒子を備えた有限長の支柱、および加速された ブラックホールは有限の長さの支柱によって一方の側から押され、一方の側から引っ張られます。 もう 1 つは有限長の文字列で、それぞれもう一方の端に点粒子があります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| As in other partial differential equations, one ends up with some arbitrary constants or arbitrary functions when one integrates Einstein's equations, or more generally field equations of any other gravity. Interpretation of these arbitrary constants and functions as some physical quantities that can in principle be measured is a non-trivial matter. Concentrating on the case of constants, one usually identifies them as conserved mass, momentum, angular momentum, center of mass, or some other hairs of the solution. This can be done via the Arnowitt-Deser-Misner (ADM)-type construction based on pure geometry; and the solution is typically a black hole. Hence, one talks about the black hole mass and angular momentum etc. Here we show that there are several misunderstandings: First of all, the physical interpretation of the constants of a given geometry depends not only on pure geometry, i.e. the metric, but also on the theory under-consideration. This becomes quite important especially when there is a cosmological constant. Secondly, one usually assigns the maximally symmetric spacetime, say the flat or the (anti)-de Sitter spacetime, to have a zero mass and angular momentum and linear momentum. This declares the maximally symmetric spacetime to be the vacuum of the theory, but such an assignment depends on the coordinates in the ADM-type constructions and their extensions: in fact, one can introduce large gauge transformations (new coordinates) which map, say, the flat spacetime to flat spacetime but the resultant flat spacetime can have a nontrivial mass and angular momentum, if the new coordinates are such that the metric components do not decay properly. These issues, which are often overlooked, will be examined in detail, and a resolution, via the use of a divergence-free rank $(0,4)$-tensor will be shown for the case of anti-de Sitter spacetimes. | 他の偏微分方程式と同様に、最終的には任意の式が得られます。 アインシュタインの方程式を積分するときの定数または任意の関数、または より一般的には、他の重力の場の方程式です。 これらの解釈 任意の定数と関数を物理量として使用できます。 測定すべき原理は重要な問題です。 の場合に焦点を当てます 定数は、通常、保存された質量、運動量、角度として識別されます。 運動量、重心、または溶液のその他の毛髪。 これはできる 純粋な幾何学に基づいたアーノウィット・デザー・マイズナー (ADM) タイプの構造を介して。 そしてその解決策は通常ブラックホールです。 したがって、人は黒について話します 穴の質量や角運動量など。 ここでは、いくつかの要素があることを示します。 誤解: まず第一に、定数の物理的解釈 特定のジオメトリの値は、純粋なジオメトリ、つまり距離に依存するだけでなく、 検討中の理論についても。 これは特に非常に重要になります 宇宙定数があるとき。 第二に、通常は 最大限に対称な時空、例えばフラットまたは（反）ド・ジッター時空、 質量がゼロで、角運動量と線形運動量を持つこと。 これは、 最大限に対称な時空は理論の真空であるが、そのような 割り当ては、ADM タイプの構造とその構造内の座標に依存します。 拡張: 実際、大きなゲージ変換を導入できます (新しい 座標）これは、たとえば、平坦な時空を平坦な時空にマッピングしますが、 結果として生じる平らな時空は、自明ではない質量と角運動量を持つ可能性があります。 新しい座標は、メートル成分が適切に減衰しないようなものです。 見落とされがちなこれらの問題を詳細に検討し、 発散のないランク $(0,4)$-tensor を使用した解像度が表示されます 反ド・シッター時空の場合。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Sterile neutrinos can influence the evolution of the universe, and thus cosmological observations can be used to search for sterile neutrinos. In this study, we utilized the latest baryon acoustic oscillations data from DESI, combined with the cosmic microwave background data from Planck and the five-year supernova data from DES, to constrain the interacting dark energy (IDE) models involving both cases of massless and massive sterile neutrinos. We consider four typical forms of the interaction term $Q=\beta H \rho_{\rm de}$, $Q=\beta H \rho_{\rm c}$, $Q=\beta H_{0} \rho_{\rm de}$, and $Q=\beta H_{0} \rho_{\rm c}$, respectively. Our analysis indicates that the current data provide only a hint of the existence of massless sterile neutrinos (as dark radiation) at about the $1\sigma$ level. In contrast, no evidence supports the existence of massive sterile neutrinos. Furthermore, in IDE models, the inclusion of (massless/massive) sterile neutrinos has a negligible impact on the constraint of the coupling parameter $\beta$. The IDE model of $Q=\beta H \rho_{\rm c}$ with sterile neutrinos does not favor an interaction. However, the other three IDE models with sterile neutrinos support an interaction in which dark energy decays into dark matter. | 無菌ニュートリノは宇宙の進化に影響を与える可能性があるため、 宇宙論的観測は、無菌ニュートリノの探索に使用できます。 この中で 研究では、DESI からの最新のバリオン音響振動データを利用しました。 プランクと 相互作用する暗黒エネルギーを抑制するための DES からの 5 年間の超新星データ (IDE) モデルには、質量のないニュートリノと大量の無菌ニュートリノの両方のケースが含まれます。 私たちは 交互作用項 $Q=\beta H \rho_{\rm de}$ の 4 つの典型的な形式を考えてみましょう。 $Q=\beta H \rho_{\rm c}$、$Q=\beta H_{0} \rho_{\rm de}$、$Q=\beta H_{0} それぞれ \rho_{\rm c}$ です。 私たちの分析によると、現在のデータは 質量のない無菌ニュートリノの存在のヒントのみを提供します（暗いものとして） 放射線）約 $1\sigma$ レベル。 対照的に、それを裏付ける証拠はありません 巨大な無菌ニュートリノの存在。 さらに、IDE モデルでは、 （質量のない/質量のある）無菌ニュートリノが含まれても、影響は無視できます。 結合パラメーター $\beta$ の制約。 $Q=\beta H の IDE モデル \rho_{\rm c}$ と無菌ニュートリノは相互作用を促進しません。 しかし、 無菌ニュートリノを備えた他の 3 つの IDE モデルは、 暗黒エネルギーは暗黒物質に崩壊します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The condensed matter analogs are useful for consideration of the phenomena related to the quantum vacuum. This is because in condensed matter we know physics both in the infrared and in the ultraviolet limits, while in particle physics and gravity the physics at trans-Planckian scale is unknown. One of the corner stones of the connections between the non-relativistic condensed matter and the modern relativistic theories is the two-fluid hydrodynamics of superfluid helium. The dynamics and thermodynamics of the de Sitter state of the expansion of the Universe bear some features of the multi-fluid system. There are actually three components: the quantum vacuum, the gravitational component and relativistic matter. The expanding de Sitter vacuum serves as the thermal bath with local temperature, which is twice the Gibbons-Hawking temperature related to the cosmological horizon. This local temperature leads to the heating of matter component and the gravitational component. The latter behaves as Zel'dovich stiff matter and represents the dark matter. In equilibrium and in the absence of the conventional matter the positive partial pressure of dark matter compensates the negative partial pressure of quantum vacuum. That is why in the full equilibrium the total pressure is zero. This is similar to the superfluid and normal components in superfluids, which together produce the zero pressure of the liquid in the absence of environment. If one assumes that in dynamics, the gravitational dark matter behaves as the real Zel'dovich stiff matter, one obtains that both components experience the power law decay due to the energy exchange between these components. Then it follows that their values at present time have the correct order of magnitude. We also consider the other problems through the prism of condensed matter physics, including the black holes and Planck constant. | 凝縮物類似体は現象の考察に役立ちます 量子真空に関係する。 これは、凝縮した物質についてはわかっているからです。 赤外限界と紫外限界の両方での物理学、粒子の物理学 物理学と重力、プランク超スケールでの物理学は不明です。 の1つ 非相対論的凝縮物間のつながりの礎石 そして現代の相対論理論は次の二流体流体力学です。 超流動ヘリウム。 デ・シッター状態の力学と熱力学 宇宙の膨張には、多流体系のいくつかの特徴があります。 実際には、量子真空、重力という 3 つの要素があります。 成分と相対論的物質。 膨張するデ・シッター真空は、 ギボンズ・ホーキングの 2 倍の現地温度の温泉 宇宙の地平線に関係する温度。 この局所的な温度が原因 物質の加熱成分と重力成分に影響します。 後者 ゼルドビッチの硬質物質として動作し、暗黒物質を表します。 で 平衡であり、従来の物質が存在しない場合には、正の部分 暗黒物質の圧力は量子の負の分圧を補償する 真空。 完全平衡状態では全圧がゼロになるのはこのためです。 これは 超流体の超流体成分と通常の成分に似ており、これらが一緒になったものです。 環境が存在しない場合、液体の圧力がゼロになります。 1 つあれば 力学において、重力暗黒物質は現実のものとして振る舞うと仮定します。 ゼルドビッチの硬い物質、両方のコンポーネントが力を経験していることがわかります これらのコンポーネント間のエネルギー交換により法則は減衰します。 次に続きます 現時点での値が正しい桁数であることを確認します。 私たちも 物性物理学のプリズムを通して他の問題を検討してください。 ブラックホールやプランク定数なども含まれます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The Laser Interferometer Space Antenna (LISA) will observe gravitational waves in the millihertz frequency band, detecting signals from a vast number of astrophysical sources embedded in instrumental noise. Extracting individual signals from these overlapping contributions is a fundamental challenge in LISA data analysis and is traditionally addressed using computationally expensive stochastic Bayesian techniques. In this work, we present a deep learning-based framework for blind source separation in LISA data, employing an encoder-decoder architecture commonly used in digital audio processing to isolate individual signals within complex mixtures. Our approach enables signals from massive black-hole binaries, Galactic binaries, and instrumental glitches to be disentangled directly in a single step, circumventing the need for sequential source identification and subtraction. By learning clustered latent space representations, the framework provides a scalable alternative to conventional methods, with applications in both low-latency event detection and full-scale global-fit analyses. As a proof of concept, we assess the model's performance using simulated LISA data in a controlled setting with a limited number of overlapping sources. The results highlight deep source separation as a promising tool for LISA, paving the way for future extensions to more complex datasets. | レーザー干渉計宇宙アンテナ (LISA) は重力を観測します ミリヘルツ周波数帯域の波を検出し、膨大な数の信号を検出します。 楽器のノイズに埋め込まれた天体物理的ソース。 個人の抽出 これらの重複する寄与からの信号は、LISA における根本的な課題です データ分析は、従来、計算コストのかかる方法を使用して対処されていました。 確率的ベイズ手法。 この研究では、深層学習ベースの LISA データにおけるブラインドソース分離のためのフレームワーク。 デジタルオーディオ処理で一般的に使用されるエンコーダ/デコーダアーキテクチャ 複雑な混合物内の個々の信号を分離します。 私たちのアプローチにより、 大質量ブラックホール連星、銀河連星、および計器からの信号 グリッチを 1 つのステップで直接解きほぐし、その必要性を回避します。 シーケンシャルなソースの識別と減算に使用します。 クラスター化を学習することで 潜在空間表現のフレームワークは、スケーラブルな代替手段を提供します。 従来の方法では、低遅延イベント検出と 本格的なグローバルフィット分析。 概念実証として、モデルの評価を行います。 制限された制御された設定でシミュレートされた LISA データを使用したパフォーマンス 重複するソースの数。 結果は、ソースの深い分離を次のように強調しています。 LISA の有望なツールであり、より複雑な将来の拡張への道を開く データセット。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The accepted idea that the expansion of the universe is accelerating needs, for compatibility to general relativity, the introduction of some unusual forms of matter. However, several authors have proposed that instead of making weird hypothesis on some yet unobservable species of matter, one should follow the original idea of the first Einstein's paper on cosmology and consider that in the cosmic scene one has to modify the equations that controls the gravitational metric. This possibility led us to re-examine the evolution of the topological invariant containing two duals in a dynamical universe, the so called Gauss-Bonnet topological invariant. The particular interest on this invariant is due to the fact that in a homogeneous and isotropic universe this invariant drives the cosmic acceleration. In a decelerating scenario and as a necessary previous condition of an ulterior acceleration this invariant must have an extremum identified to its maximum value. We will examine the conditions for this to occur, and a description of the universe with epochs of accelerated and decelerated expansion. | 宇宙の膨張によりニーズが加速しているという一般的な考えは、 一般相対性理論との互換性のために、いくつかの珍しい形式を導入 問題の。 しかし、何人かの著者は、奇妙なものを作る代わりに、 まだ観察されていない物質種に関する仮説を立てるには、次のことに従う必要があります。 アインシュタインの宇宙論に関する最初の論文の元のアイデアとそれを考察してください。 宇宙の光景を制御する方程式を修正する必要がある 重力計量。 この可能性により、私たちは進化を再検討することになりました。 動的宇宙における 2 つの双対を含むトポロジー的不変量、つまり ガウス・ボンネット位相不変量と呼ばれます。 これに関して特に興味があるのは、 不変であるという事実は、均質で等方性の宇宙ではこれが次のとおりであるという事実によるものです。 不変量が宇宙の加速を駆動します。 減速シナリオにおいて、 この不変式は、後方加速度の必要な事前条件でなければなりません。 極値が最大値として識別されます。 を調べます。 これが起こる条件と、時代ごとの宇宙の説明。 加速と減速の拡大。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the stochastic gravitational wave background sourced by a network of cosmic superstrings and demonstrate that incorporating higher-mass string species, beyond the fundamental string, is crucial for accurately modeling the resulting gravitational wave spectrum across frequencies ranging from nanohertz to kilohertz. Using the multi-tension velocity-dependent one-scale model to evolve the cosmic superstring network, we perform several fits to the NANOGrav 15-year dataset and obtain expectation values for the fundamental string tension, string coupling and effective size of compact extra dimensions. We find that the cosmic superstring best-fits are comparable in likelihood to Supermassive Black Hole models, thought by many to be the leading candidate explanation of the signal. The implications of the best-fit spectra are discussed within the context of future gravitational wave experiments. We obtain expectation values for the fundamental string tension of $\log_{10}(G\mu_1)=-11.5^{+0.3}_{-0.3}$($-11.6^{+0.2}_{-0.3}$) for gravitational waves originating from large cuspy (kinky) cosmic superstring loops and $\log_{10}(G\mu_1)=-9.7^{+0.7}_{-0.7}$($-9.9^{+1.0}_{-0.5}$) for small cuspy (kinky) loops. We also place $2\sigma$ upper bounds on the string coupling, finding $g_s<0.65$ in all cases, and comment on the implication of our results for the effective size of the compact extra dimensions. | 私たちは、ネットワークをソースとする確率的重力波背景を研究します。 宇宙の超弦を調べ、より高質量の弦を組み込むことを実証する 基本的な文字列を超えた種は、正確にモデル化するために重要です。 結果として得られる、ナノヘルツからの範囲の周波数にわたる重力波スペクトル キロヘルツまで。 複数の張力の速度依存の 1 スケール モデルを使用して、 宇宙の超弦ネットワークを進化させ、NANOGrav にいくつかのフィッティングを実行します。 15 年間のデータセットと基本文字列の期待値を取得します テンション、ストリングカップリング、コンパクトな余剰寸法の有効サイズ。 私たちは 宇宙の超弦の最適適合は、可能性において同等であることを発見します。 超大質量ブラックホールモデル、多くの人が最有力候補と考えている 信号の説明。 最適なスペクトルの意味は次のとおりです。 将来の重力波実験の文脈の中で議論されます。 私たちは の基本的な弦張力の期待値を取得します。 $\log_{10}(G\mu_1)=-11.5^{+0.3}_{-0.3}$($-11.6^{+0.2}_{-0.3}$) の場合 大きな尖った（歪んだ）宇宙超弦から発生する重力波 ループと $\log_{10}(G\mu_1)=-9.7^{+0.7}_{-0.7}$($-9.9^{+1.0}_{-0.5}$) 小さな尖った（変態的な）ループ。 また、文字列に $2\sigma$ の上限を設定します。 カップリング、すべてのケースで $g_s<0.65$ を検出し、次の意味についてコメントします。 コンパクトな追加寸法の有効サイズの結果。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper, we compute the WQFT partition function, specifically the eikonal phase in a black hole scattering event in the dynamical Chern-Simons theory, using the techniques of spinning worldline quantum field theory. We consider the scattering of spinning black holes and highlight the necessary details for the calculation of the partition function. We present the $\epsilon$-expansion of the essential two-loop integrals using Integration-by-Parts (IBP) reduction and differential equation techniques, which we then utilize to compute the linear-in-order spin eikonal phase up to 3PM. Additionally, we discuss the dependence of the phase on the spin orientations of the black holes. | この論文では、WQFT 分割関数、特に 動的チャーン・シモンズにおけるブラックホール散乱イベントにおけるアイコナル相 回転世界線量子場理論の技術を使用して理論を構築します。 私たちは 回転するブラック ホールの散乱を考慮し、必要な点を強調します。 分配関数の計算の詳細。 私たちは、 を使用した本質的な 2 ループ積分の $\epsilon$ 展開 部品ごとの統合 (IBP) 削減および微分方程式手法、 次に、これを利用して、次の線形スピンエイコナル位相を計算します。 午後3時。 さらに、スピンに対する位相の依存性についても議論します。 ブラックホールの方向。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The fact that quantum theory is non-differentiable, while general relativity is built on the assumption of differentiability sources an incompatibility between quantum theory and gravity. Higher order geometry addresses this issue directly by extending differential geometry, such that it can be applied to theories that are non-differentiable, but have a certain degree of H\"older regularity. As this includes the path integral formulation of quantum theory, it provides a natural mathematical framework for describing the interplay between gravity and quantum theory. In this article, we review the motivation for and the basic features of this framework and point towards future developments. | 一般相対性理論に対して量子論は微分不可能であるという事実 微分可能性の原因が非互換性であるという前提に基づいて構築されています 量子論と重力の間。 高次の幾何学がこの問題に対処する 微分幾何学を拡張することで直接、 微分不可能ではあるが、ある程度古い理論がある理論 規則性。 これには量子論の経路積分の定式化が含まれるため、 相互作用を説明するための自然な数学的枠組みを提供します。 重力理論と量子論の間。 この記事では、モチベーションについて考察します。 このフレームワークの基本的な特徴と将来に向けたポイント 開発。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The Hubble tension has emerged as a critical crisis in cosmology, with the cause remaining unclear. Determining the Hubble constant ($H_0$) independently of cosmological models and distance ladders will help resolve this crisis. In this letter, we for the first time use 47 gravitational-wave (GW) standard sirens from the third Gravitational-Wave Transient Catalog to calibrate distances in the strong lensing system, RXJ1131-1231, and constrain $H_0$ through the distance-sum rule, with minimal cosmological assumptions. We assume that light propagation over long distances is described by the Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker metric and that geometrical optics holds, but we do not need to assume the universe's contents or the theory of gravity on cosmological scales. Fixing $\Omega_K=0$, we obtain $H_0=73.22^{+5.95}_{-5.43}$ ${\rm km}~{\rm s}^{-1}~{\rm Mpc}^{-1}$ and $H_0=70.40^{+8.03}_{-5.60}$ ${\rm km}~{\rm s}^{-1}~{\rm Mpc}^{-1}$ by using the deflector galaxy's mass model and kinematic measurements to break mass-sheet transform, respectively. When $\Omega_K$ is not fixed, the central value of $H_0$ increases further. We find that our results are still dominated by statistical errors, and at the same time, we notice the great potential of using GW dark sirens to provide calibration, owing to their higher redshifts. When using 42 binary black holes and RXJ1131-1231, we obtain a $8.46 \%$ $H_0$ constraint precision, which is better than that from the bright siren GW170817 using the Hubble law by about $40\%$. In the future, as the redshift range of GW dark sirens increases, more and more SGLTDs can be included, and we can achieve high-precision, model-independent measurements of $H_0$ without the need for GW bright sirens. | ハッブル緊張は宇宙論における重大な危機として浮上しており、 原因は不明のまま。 ハッブル定数 ($H_0$) を個別に決定する 宇宙論モデルと距離はしごの構築は、この危機を解決するのに役立ちます。 で この手紙で、私たちは初めて 47 重力波 (GW) 標準を使用します。 校正用の第 3 回重力波過渡現象カタログからのサイレン 強力なレンズ システム RXJ1131-1231 の距離と $H_0$ の制約 最小限の宇宙論的仮定を使用して、距離合計ルールを使用します。 想定します 長距離にわたる光の伝播は次のように記述されます。 フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量と幾何光学が成り立つ、 しかし、宇宙の内容や重力理論を仮定する必要はありません。 宇宙論的なスケールで。 $\Omega_K=0$ を固定すると、次のようになります。 $H_0=73.22^{+5.95}_{-5.43}$ ${\rm km}~{\rm s}^{-1}~{\rm Mpc}^{-1}$ および $H_0=70.40^{+8.03}_{-5.60}$ ${\rm km}~{\rm s}^{-1}~{\rm Mpc}^{-1}$ 偏向銀河の質量モデルと質量シートを破るための運動学的測定 それぞれ変形します。 $\Omega_K$ が固定されていない場合、 $H_0$はさらに増加します。 私たちの結果は依然として次のものによって支配されていることがわかりました。 統計的誤差が存在すると同時に、私たちはその大きな可能性にも気づきました。 より高い赤方偏移のため、GW ダークサイレンを使用してキャリブレーションを提供します。 42 個のバイナリ ブラック ホールと RXJ1131 ～ 1231 を使用すると、$8.46 \%$ $H_0$ が得られます。 拘束精度はブライトサイレン GW170817 よりも優れています。 ハッブルの法則を使用すると、約 $40\%$ の差が生じます。 将来的には、赤方偏移の範囲として、 GW ダークサイレンが増加し、さらに多くの SGLTD が含まれる可能性があり、 モデルに依存しない高精度の $H_0$ 測定を、 GWには明るいサイレンが必要です。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The scarcity of quantum gravity (QG) inspired rotating black holes limits the progress of testing QG through Event Horizon Telescope (EHT) observations. The EHT imaged the supermassive black holes, Sgr A* and M87*, revealing an angular shadow diameter of $d_{sh} = 48.7 \pm 7 \mu$as with a black hole mass of $M = 4.0_{-0.6}^{+1.1} \times 10^6 M\odot$ for Sgr A*. For M87*, with a mass of $M = (6.5 \pm 0.7) \times 10^9 M_\odot$, the EHT measured an angular diameter of $\theta_d = 42 \pm 3 \mu$as. We present rotating quantum-corrected black hole (RQCBH) spacetimes with an additional QC parameter $\alpha$ and constrain it by EHT observations. For angular shadow diameter ($d_{sh}$) of Sgr A* at $\theta_o = 50^0$, the bounds are $0.0 \leq \alpha \leq 1.443 M^2$ and $a \in (0, 0.8066 M)$. For $\theta_o = 90^0$, the bounds are $0.0 \leq \alpha \leq 1.447 M^2$ and $a \in (0, 0.894 M)$. While for M87* at inclination $\theta_o = 17^0$, the bounds are $a \in (0, 0.8511 M)$ at $\alpha=0$ and $a \in (0, 0.6157 M)$ at $\alpha=0.8985 M^2$. For $\theta_o = 90^0$, the bounds are $a \in (0, 0.8262 M)$ at $\alpha=0$ and $a \in (0, 0.9799 M)$ at $\alpha=0.4141 M^2$. These results show that $\alpha$ significantly affects the shadows, offering key constraints on QG models. With EHT constraints from Sgr A and M87*, RQCBHs and Kerr black holes are indistinguishable in much of the EHT-constrained parameter space, making RQCBHs strong candidates for astrophysical black holes along with other BHs, e.g., regular black holes and other quantum-corrected solutions. | 量子重力 (QG) からインスピレーションを得た回転ブラックホールの不足により、 イベントホライズンテレスコープ（EHT）観測によるQG試験の進捗状況。 の EHT は超大質量ブラック ホール Sgr A* と M87* を撮影し、角ばった構造を明らかにしました。 $d_{sh} の影の直径 = 48.7 \pm 7 \mu$as、ブラック ホールの質量 $M = Sgr A* の場合、4.0_{-0.6}^{+1.1} \times 10^6 M\odot$。 M87* の場合、質量 $M = (6.5 \pm 0.7) \times 10^9 M_\odot$、EHT は角直径を測定しました $\theta_d = 42 \pm 3 \mu$as。 量子補正された回転ブラックホールを紹介します (RQCBH) 時空に追加の QC パラメーター $\alpha$ を指定し、次によって制限します。 EHT観察。 $\theta_o における Sgr A* の角度影の直径 ($d_{sh}$) について = 50^0$、境界は $0.0 \leq \alpha \leq 1.443 M^2$ および $a \in (0, 0.8066 M)$。 $\theta_o = 90^0$ の場合、境界は $0.0 \leq \alpha \leq 1.447 M^2$ であり、 $a \in (0, 0.894 M)$。 一方、M87* の傾斜角 $\theta_o = 17^0$ では、 境界は $\alpha=0$ の $a \in (0, 0.8511 M)$ と $a \in (0, 0.6157 M)$ です。 $\alpha=0.8985 M^2$。 $\theta_o = 90^0$ の場合、境界は $a \in (0, 0.8262) です。 $\alpha=0$ では M)$、$\alpha=0.4141 M^2$ では $a \in (0, 0.9799 M)$ です。 これら 結果は、$\alpha$ がシャドウに大きな影響を与え、キーを提供することを示しています。 QG モデルの制約。 Sgr A および M87* からの EHT 制約を使用すると、RQCBH および カー ブラック ホールは、EHT 制約パラメーターの多くで区別できません RQCBH は宇宙物理的ブラック ホールの有力な候補となっています。 他の BH、たとえば、通常のブラック ホールや他の量子補正ソリューション。 |
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| The double-pass interferometer scheme was proposed in Ref.\,[Light Sci. Appl. {\bf 7}, 11 (2018)] as the method of implementation of the quantum speed meter concept in future laser gravitational-wave (GW) detectors. Later it was shown in Ref.\,[Phys. Rev. D {\bf 110}, 062006 (2024)] that it allows to implement the new type of the optical spring that does not require detuning of the interferometer. Here we show that both these regimes can coexist, combining the speed meter type broadband sensitivity gain with the additional lows-frequency minimum in the quantum noise originated from the optical spring. We show that the location of this minimum can be varied without affecting the core optics of the interferometer, allowing to tune the quantum noise shape in real time to follow the ``chirp'' GW signals. | ダブルパス干渉計方式は、参考文献 [Light Sci.応用 {\bf 7}, 11 (2018)] 量子速度計の実装方法として 将来のレーザー重力波 (GW) 検出器のコンセプト。 あとから披露されました 参考文献\,[Phys. Rev. D {\bf 110}, 062006 (2024)] を実装することを許可します。 デチューン不要の新型光学バネ 干渉計。 ここでは、これらの体制が両方とも共存できることを示します。 追加の低周波を備えたスピードメータータイプの広帯域感度ゲイン 光バネに由来する量子ノイズの最小値。 私たちはそれを示します この最小値の位置は、コア光学系に影響を与えることなく変更できます。 干渉計により、量子ノイズの形状をリアルタイムで調整できるようになります。 「チャープ」GW 信号に従います。 |
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| Einstein equations can be written in the so-called Fully Constrained Formulation (FCF). This formulation has two different sectors: the elliptic sector, formed by the Hamiltonian and Momentum constraints together with the equations derived from the gauge choice; and the hyperbolic sector, formed by the evolution of the rest of the spacetime metric variables, which encodes the gravitational radiation. In this work, we present a modification of both sectors that keeps local uniqueness properties of the elliptic system of equations and includes a hierarchical post-Newtonian structure of all the elliptic and hyperbolic equations. This reformulation can have potential applications in cosmology and relativistic astrophysics. Moreover, we show how initial stationary data can be computed numerically using this formulation without assuming a conformally flat spatial metric, with the illustrative example of a rotating neutron star. | アインシュタイン方程式は、いわゆる完全拘束式で書くことができます。 配合（FCF）。 この定式化には 2 つの異なるセクターがあります。 ハミルトニアンと運動量の制約と、 ゲージの選択から導かれる方程式。 そして双曲セクターは、 残りの時空計量変数の進化。 重力放射線。 この作品では、両方の修正を提示します。 の楕円系の局所的一意性特性を維持するセクター すべての方程式の階層的なポストニュートン構造が含まれています。 楕円方程式と双曲線方程式。 この再構築には可能性がある 宇宙論や相対論的天体物理学への応用。 さらに、その方法を示します 初期の定常データは、この公式を使用して数値的に計算できます。 等角的に平坦な空間計量を仮定せずに、例示的な 回転する中性子星の例。 |
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| We consider two simple criteria for when a physical theory should be said to be "generally covariant", and we argue that these criteria are not met by Yang-Mills theory, even on geometric formulations of that theory. The reason, we show, is that the bundles encountered in Yang-Mills theory are not natural bundles; instead, they are gauge-natural. We then show how these observations relate to previous arguments about the significance of solder forms in assessing disanalogies between general relativity and Yang-Mills theory. We conclude by suggesting that general covariance is really about functoriality. | 物理理論がどのような場合に次のように言えるのかについて、2 つの単純な基準を検討します。 は「一般に共変」であるため、これらの基準は次の条件によって満たされないと主張します。 ヤン・ミルズ理論、その理論の幾何学的定式化についても。 理由、 私たちが示すのは、ヤン・ミルズ理論で遭遇するバンドルは自然なものではないということです。 バンドル。 代わりに、ゲージは自然です。 次に、これらの観察がどのように行われるかを示します。 はんだ形状の重要性に関する以前の議論に関連します。 一般相対性理論とヤン・ミルズ理論の間の相違点を評価する。 私たちは 一般共分散は実際には関数性に関するものであることを示唆して結論付けています。 |
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| Third-generation gravitational-wave detectors will observe up to millions of merging binary black holes. With such a vast dataset, stacking events into population analyses will arguably be more important than analyzing single sources. We present the first application of population-level Fisher-matrix forecasts tailored to third-generation gravitational-wave interferometers. We implement the formalism first derived by Gair et al. and explore how future experiments such as Einstein Telescope and Cosmic Explorer will constrain the distributions of black-hole masses, spins, and redshift. Third-generation detectors will be transformative, improving constraints on the population hyperparameters by several orders of magnitude compared to current data. At the same time, we highlight that a single third-generation observatory and a network of detectors will deliver qualitatively similar performances. Obtaining precise measurements of some population features (e.g. peaks in the mass spectrum) will require only a few months of observations while others (e.g. the fraction of binaries with aligned spins) will instead require years if not decades. We argue population forecasts of this kind should be featured in white papers and feasibility studies aimed at developing the science case of future gravitational-wave interferometers. | 第 3 世代の重力波検出器は、最大数百万の重力波を観測します。 バイナリーブラックホールの合体。 このような膨大なデータセットを使用して、イベントを積み重ねると、 集団分析はおそらく単一の分析よりも重要になるでしょう ソース。 人口レベルのフィッシャー行列の最初のアプリケーションを紹介します。 第 3 世代の重力波干渉計に合わせた予測。 私たちは Gair らによって最初に導出された形式主義を実装します。 そしてどのような未来を探るのか アインシュタイン望遠鏡や宇宙探査機などの実験は、 ブラックホールの質量、スピン、赤方偏移の分布。 第三世代 検出器は変革をもたらし、人口に対する制約を改善するでしょう 現在のデータと比較して、ハイパーパラメータが数桁大きくなります。 で 同時に、単一の第三世代天文台と 検出器のネットワークは、定性的に同様のパフォーマンスを提供します。 入手 いくつかの集団の特徴（集団内のピークなど）の正確な測定 スペクトル）は数か月の観測のみを必要としますが、他のスペクトル（例： スピンが揃っているバイナリの一部）がそうでない場合は、代わりに何年もかかります。 数十年。 私たちは、この種の人口予測は白色で特集されるべきだと主張します。 将来の科学事例の開発を目的とした論文と実現可能性の研究 重力波干渉計。 |
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| To investigate the model and extra frictional effects in standard siren simulation of $f(Q)$ cosmologies, we simulated three types of standard siren data based on different fiducial models ($\Lambda$CDM and $f(Q)$ models). Both effects are important in standard siren simulation. Explicitly, the $f(Q)_P$ and $f(Q)_E$ models need more observational data (e.g.growth factor) to further study. The $f(Q)_{PE}$ model could be ruled out by the EM data. And both the $f(Q)_{HT}$ models will be excluded by the future standard siren data. | 標準サイレンのモデルと追加の摩擦効果を調査する $f(Q)$ 宇宙論のシミュレーションでは、3 種類の標準サイレンをシミュレーションしました さまざまな基準モデル ($\Lambda$CDM および $f(Q)$ モデル) に基づくデータ。 両方 標準的なサイレン シミュレーションではエフェクトが重要です。 明示的に、$f(Q)_P$ $f(Q)_E$ モデルは、さらに多くの観測データ (成長率など) を必要とします。 勉強。 $f(Q)_{PE}$ モデルは EM データによって除外される可能性があります。 そして両方とも $f(Q)_{HT}$ モデルは、将来の標準サイレン データから除外されます。 |
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| We study the causal structure for spherically symmetric dust collapse within a model of effective loop quantum gravity. We develop a general strategy (working beyond the dynamical model of our consideration) for constructing double null coordinates, allowing the extraction of conformal diagrams within single coordinate charts. With the methods introduced, we confirm that the homogeneous Oppenheimer-Snyder collapse scenario resembles the Reissner-Nordstr\"om-like picture. For the nonhomogenous collapse scenario, we construct the conformal diagrams, subsequently, we study its relevant properties, in particular, dust particles' trajectories, apparent horizons and shell-crossing singularities. We conclude that a significant region of spacetime remains inaccessible to the model's dynamics due to the formation of the shell-crossing singularities. The question of whether a timelike singularity, similar to that in the homogeneous dust ball collapse scenario, arises in the nonhomogeneous case remains unresolved. Furthermore, we find that phenomena such as black hole explosions or gravitational shock waves cannot be witnessed by an external observer who does not cross any horizon. Indeed, the collapse cannot take place within single asymptotic region. | 球対称ダスト崩壊の因果構造を研究します。 効果的なループ量子重力のモデル。 私たちは一般的な戦略を策定します (私たちが検討している力学モデルを超えて) を構築するための 二重ヌル座標。 内部の等角図の抽出を可能にします。 単一座標チャート。 紹介した方法により、 均質なオッペンハイマー・スナイダー崩壊シナリオは、 Reissner-Nordstr\"om のような図。 非均質崩壊シナリオの場合、 等角図を作成し、その後、その関連性を検討します。 特性、特に塵粒子の軌道、見かけの地平線、 シェル交差特異点。 我々は、重要な領域は、 時空は、の形成によりモデルのダイナミクスにアクセスできないままです。 シェル交差特異点。 時宜にかなったものかどうかという問題 均質ダストボール崩壊シナリオと同様の特異点、 不均質な場合に生じる問題は未解決のままです。 さらに、次のことがわかります。 ブラックホールの爆発や重力衝撃波などの現象は、 地平線を越えない外部の観察者によって目撃されます。 確かに、 単一の漸近領域内では崩壊は起こりません。 |
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| The loop quantum gravitational collapse of the dust ball in presence of positive cosmological constant is investigated within the Oppenheimer-Snyder collapse scenario. The dust ball interior is described within the framework of loop quantum cosmology, while its exterior geometry is determined by the differentiability of the spacetime metric at the dust ball surface and the assumption of the (vacuum) exterior to be stationary. In order to determine the global causal structure of the investigated spacetime a robust (numerical) method of constructing Penrose-Carter diagrams is built. Unfortunately the presence of cosmological constant does not cure the problems already present in the case of it vanishing -- the exterior geometry resembles that of Reissner-Nordstr\"om-de Sitter black hole, in particular featuring timelike singularties. | ループ量子重力崩壊によるダストボールの存在下での崩壊 正の宇宙定数はオッペンハイマー・スナイダー理論内で研究されています 崩壊シナリオ。 ダストボールの内部は次の枠組みで説明されます。 ループ量子宇宙論、その外部幾何学は ダストボール表面における時空計量の微分可能性と (真空) 外部は静止していると仮定します。 を決定するには、 調査された時空の全体的な因果構造はロバスト（数値的）である ペンローズ・カーター図を構築する方法が構築されています。 残念ながら、 宇宙定数の存在は、すでに存在している問題を解決するものではありません。 消滅した場合 -- 外部の幾何学形状は、 ライスナー・ノルドシュトル・オム・デ・ジッター ブラック ホール、特にタイムリーな特徴を備えた 特異点。 |
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| In this paper, we give the analytic expression for the homogeneous part of solutions of arbitrary tree-level cosmological correlators, including massive propagators and time-derivative interaction cases. The solutions are given in the form of multivariate hypergeometric functions. It is achieved by two steps. Firstly, we indicate the factorization of the homogeneous part of solutions, i.e., the homogeneous part of solutions of multiple vertices is the product of the solutions of the single vertex. Secondly, we give the solution to the $\text{d} \log$-form differential equations of arbitrary single vertex integral family. We also show how to determine the boundary conditions for the differential equations. There are two techniques we developed for the computation. Firstly, we analytically solve $\text{d} \log$-form differential equations via power series expansion. Secondly, we handle degenerate multivariate poles in power series expansion of differential equations by blow-up. They could also be useful in the evaluation of multi-loop Feynman integrals in flat spacetime. | この論文では、次の均一部分の解析式を与えます。 大規模なものを含む、任意のツリーレベルの宇宙論的相関関係者の解 プロパゲーターと時間微分相互作用のケース。 解決策は次のとおりです。 多変量超幾何関数の形式。 それは 2 つのステップによって達成されます。 まず、解の同次部分の因数分解を示します。 つまり、複数の頂点の解の均一部分は次の積です。 単一の頂点の解。 次に、次の解決策を示します。 $\text{d} \log$ 形式の任意の単一頂点積分の微分方程式 家族。 境界条件を決定する方法も示します。 微分方程式。 私たちが開発した技術は 2 つあります。 計算。 まず、 $\text{d} \log$ 形式の微分を解析的に解きます。 べき級数展開による方程式。 第二に、縮退を処理します による微分方程式のべき級数展開における多変量極 爆破。 これらはマルチループファインマンの評価にも役立つ可能性があります。 平坦な時空における積分。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Landau Yang theorem is well known for the past several decades. It prohibits the decay of a massive spin 1 particle to two photons. This emerges simply from the representation theory of the Poincare group and Bose Statistics. It does not require any action or Lagrangian. We generalize this theorem to theories with supersymmetry (SUSY) which disallows even decay to two photinos (Majorana fermions) as well as the decay of a zino to a photon and a photino. We will prove that if the photon has a mass, howsoever small, this theorem can be evaded. We also show that the supersymmetric selection rule above can also be evaded through the Stueckelberg mass term. Further interesting implications are also pointed out. | ランダウ ヤンの定理は、過去数十年にわたってよく知られていました。 禁止します 巨大なスピン 1 粒子の 2 つの光子への崩壊。 これは単純に次のことから導き出されます ポアンカレ群の表現理論とボーズ統計。 それはあります アクションやラグランジアンは必要ありません。 この定理を理論に一般化します 超対称性 (SUSY) により、2 つのフォティノ (マジョラナ) への減衰さえも禁止されます。 フェルミオン）、およびジノから光子とフォティノへの崩壊。 私達はします 光子がどんなに小さくても質量がある場合、この定理は次のようになり得ることを証明してください。 回避した。 また、上記の超対称選択規則も次のようにできることを示します。 シュトゥッケルベルクの大衆用語を回避した。 さらに興味深い意味は、 とも指摘した。 |
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| This study delves into the existence of dark matter around supermassive black holes in galactic cores using a novel gravitational model. By analyzing gravitational waves emitted during the ringdown phase of black holes under different field perturbations, we explore the potential for detecting dark matter. The model hypothesizes that the dark matter distribution around black hole is driven by a mechanism where dark energy endows gravitons with mass, thereby forming a new spacetime structure. Results reveal that as relevant parameters increase, the quasinormal modes (QNMs) exhibit a gradual reduction in real parts, with negative imaginary parts whose absolute values also decrease. Moreover, compared to gravitational wave signals from Schwarzschild black hole without dark matter, this system demonstrates significant differences in oscillation modes and frequencies. This achievement not only validates the self-consistency of the new gravitational model but also lays a theoretical foundation for subsequent gravitational wave detection within dark matter. Simultaneously, it provides new theoretical support for understanding the mechanism of dark energy in large-scale cosmic structures and broadens the research perspective on the relationships between black hole physics, dark matter, and dark energy. | この研究は、超大質量黒色物質の周囲の暗黒物質の存在を詳しく調査します。 新しい重力モデルを使用して銀河の中心にある穴。 分析することで ブラックホールのリングダウン段階で放出される重力波 さまざまな場の摂動を利用して、暗闇を検出する可能性を探ります。 案件。 このモデルは、黒の周りの暗黒物質の分布が次のように仮定されています。 ホールは、暗黒エネルギーが重力子に質量を与えるメカニズムによって駆動されます。 それによって新しい時空構造が形成されます。 結果は、関連性があることを明らかにしました パラメータが増加すると、準正規モード (QNM) は徐々に減少します。 実数部と負の虚数部を持ち、その絶対値も 減少。 さらに、シュヴァルツシルトからの重力波信号と比較すると、 暗黒物質のないブラックホール、このシステムは重要なことを実証します 発振モードと周波数の違い。 この功績だけではなく、 新しい重力モデルの自己無撞着性を検証するだけでなく、 その後の暗闇での重力波検出の理論的基礎 案件。 同時に、それを理解するための新しい理論的サポートを提供します。 大規模な宇宙構造における暗黒エネルギーのメカニズムを解明し、 ブラックホール物理学と暗黒の関係に関する研究の視点 物質と暗黒エネルギー。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this study, we analytically examine the behavior of a fermion-antifermion pair near the horizon of a static BTZ black hole using a fully covariant two-body Dirac equation with a position-dependent mass. This formulation leads to a set of four first-order equations that can be reduced to a second-order wave equation, enabling the analysis of gravitational effects on quantum interactions. Two mass modifications are considered: (i) \(m \rightarrow m - a/r\), representing an attractive Coulomb interaction, and (ii) \(m \rightarrow m - a/r + b r\), corresponding to a Cornell potential. For case (i), an exact analytical solution is obtained, while for case (ii), conditionally exact solutions involving biconfluent Heun functions are derived. For the lowest mode (\(n=0\)), the results indicate that real oscillations without energy loss occur when \(a > 0.25\) in scenario (i) and \(a > 0.75\) in scenario (ii), suggesting stable oscillatory behavior. When \(a < 0.25\) in scenario (i) or \(a < 0.75\) in scenario (ii), the state exhibits decay, indicating instability below these critical thresholds. At \(a = 0.25\) (scenario (i)) and \(a = 0.75\) (scenario (ii)), the system reaches a state where its evolution ceases over time. These findings provide insights into the stability conditions of fermion-antifermion pairs near the black hole horizon and may have relevance for determining critical coupling strengths in systems such as holographic superconductors. Furthermore, this work adopts an effective semi-classical quantum gravity approach, offering a practical framework for incorporating gravitational effects. | 本研究では、フェルミ粒子-反フェルミ粒子の挙動を解析的に調べます。 完全共変を使用した静的 BTZ ブラック ホールの地平線近くのペア 位置に依存する質量を持つ 2 体ディラック方程式。 この定式化により、 4 つの 1 次方程式のセットに変換され、2 次の方程式に還元できます。 波動方程式、量子に対する重力の影響の分析を可能にする 相互作用。 2 つの質量修飾が考慮されます: (i) \(m \rightarrow m - a/r\)、引力クーロン相互作用を表す、および (ii) \(m \rightarrow m - a/r + b r\)、コーネルポテンシャルに対応します。 ケース (i) の場合、正確な 分析解が得られますが、ケース (ii) では、条件付きで正確です。 バイコンフルエントな Heun 関数を含む解が導出されます。 最低モードの場合 (\(n=0\))、結果は、エネルギー損失のない実際の振動を示しています。 シナリオ (i) では \(a > 0.25\) 、シナリオ (ii) では \(a > 0.75\) の場合に発生します。 安定した振動挙動を示唆しています。 シナリオ (i) で \(a < 0.25\) の場合、または シナリオ (ii) では \(a < 0.75\)、状態は衰退を示し、不安定性を示しています。 これらの重要なしきい値を下回っています。 \(a = 0.25\) (シナリオ (i)) および \(a = 0.75\) (シナリオ (ii))、システムは進化が停止する状態に達します 時間とともに。 これらの発見は、安定性条件についての洞察を提供します。 ブラックホールの地平線近くにあるフェルミオンと反フェルミオンのペアであり、関連性がある可能性がある ホログラフィックなどのシステムにおける重要な結合強度を決定するため 超伝導体。 さらに本作では効果的なセミクラシカルを採用。 量子重力アプローチを組み込むための実用的なフレームワークを提供 重力の影響。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a 3+1 formulation of the light modes in nonlinear electrodynamics described by Plebanski-type Lagrangians, which include Post-Maxwellian, Born-Infeld, ModMax, and Heisenberg-Euler-Schwinger QED Lagrangians. In nonlinear electrodynamics, strong electromagnetic fields modify the vacuum to acquire optical properties. Such a field-modified vacuum can possess electric permittivity, magnetic permeability, and magneto-electric response, inducing novel phenomena like vacuum birefringence. By exploiting the mathematical structures of Plebanski-type Lagrangians, we obtain a streamlined procedure and explicit formulas to determine light modes, i.e., refractive indices and polarization vectors for a given propagation direction. We also work out the light modes of the mentioned Lagrangians for an arbitrarily strong magnetic field. The 3+1 formulation advanced in this paper has direct applications to the current vacuum birefringence research: terrestrial experiments using permanent magnets/ultra-intense lasers for the subcritical regime and astrophysical observation of the x-rays from highly magnetized neutron stars for the near-critical and supercritical regimes. | 非線形電気力学における光モードの 3+1 定式化を提示します。 ポストマクスウェリアンを含むプレバンスキー型ラグランジアンによって記述され、 ボーン インフェルド、ModMax、およびハイゼンベルク オイラー シュウィンガー QED ラグランジアン。 で 非線形電気力学、強力な電磁場により真空が変化します。 光学特性を取得します。 このような磁場が変化した真空は、電気的な性質を持つ可能性があります。 誘電率、透磁率、磁気電気応答、 真空複屈折のような新しい現象。 数学的手法を活用することで、 プレバンスキー型ラグランジアンの構造を解析すると、合理化された手順が得られ、 光のモード、つまり屈折率と 特定の伝播方向の偏光ベクトル。 また、 任意の強い磁気に対する前述のラグランジアンの光モード 分野。 この論文で進められている 3+1 定式化は、次のような用途に直接応用できます。 現在の真空複屈折研究: を用いた地上実験 未臨界領域用の永久磁石/超高強度レーザー、および 高度に磁化された中性子星からのX線の天体物理学的観測 近臨界および超臨界領域向け。 |
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| : In this note, we study an extra dimension effect on the black hole chemistry in the 8-dimensional Einstein-Yang-Mills-Maxwell theory. The base spacetime contains 4- dimensional compact manifolds and an instanton on top of those. We demonstrate how the extra dimensions affect the phase transition and viable black hole sizes in the 4-dimensional Einstein frame through the black hole chemistry. We focus on asymptotically anti-de Sitter spacetimes for the effective 4-dimensional model obtained by a dimensional reduction. The extra-dimension size determines thermodynamic pressure, and the thermodynamic volume is roughly the horizon size of black holes. Thus, the extra dimension and black hole sizes are related as a conjugate pair of thermodynamic variables. In addition, we discuss the zeroth-order phase transition of the 4-dimensional Kerr-AdS black hole. | : このノートでは、ブラック ホールに対する異次元効果を研究します。 8次元アインシュタイン・ヤン・ミルズ・マクスウェル理論における化学。 ベース 時空には 4 次元のコンパクト多様体とその上のインスタントンが含まれています。 それらの。 余分な次元が相転移にどのような影響を与えるかを示します。 黒を通した 4 次元アインシュタイン系の実行可能なブラック ホール サイズ 穴の化学。 我々は、漸近的に反ド・シッター時空に焦点を当てます。 次元削減によって得られる実効的な 4 次元モデル。 の 異次元のサイズは熱力学的圧力を決定し、熱力学的圧力は 体積はブラックホールの地平線サイズとほぼ同じです。 したがって、余分な次元は、 ブラック ホールのサイズは熱力学の共役ペアとして関係します。 変数。 さらに、次数の 0 次相転移について説明します。 4次元Kerr-AdSブラックホール。 |
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| Recently, it has been discovered that the nonlinear self-interaction of matter can induce energy extraction from black holes beyond superradiant instability. This process is closely associated with the occurrence of a dynamical first-order transition between different types of static black holes. To explore whether first-order phase transitions invariably lead to energy extraction, we have investigated the evolution of black holes in the Einstein-Maxwell-scalar model with a higher-order coupling. In this model, there are also dynamical first-order phase transitions between black hole solutions. Our findings indicate that energy can only be extracted from a small, stable hairy black hole in this model. However, this energy extraction is more closely related to the growth of the black hole horizon radius, rather than the dynamical transition between different types of black holes. This suggests that a dynamical first-order phase transition does not necessarily result in energy extraction. | 最近、次のような非線形自己相互作用が起こることが発見されました。 物質は超放射を超えてブラックホールからのエネルギー抽出を引き起こすことができる 不安定。 このプロセスは、次のような現象の発生と密接に関係しています。 異なるタイプの静的ブラック ホール間の動的一次遷移。 一次相転移が常にエネルギーにつながるかどうかを調査する 抽出して、私たちはブラックホールの進化を調査しました。 高次結合を備えたアインシュタイン・マクスウェル・スカラーモデル。 このモデルでは、 ブラックホール間には動的一次相転移も存在する ソリューション。 私たちの調査結果は、エネルギーは物質からのみ抽出できることを示しています。 このモデルには小さくて安定した毛深いブラック ホールがあります。 しかし、このエネルギー抽出は、 むしろ、ブラック ホールの地平線の半径の成長と密接に関係しています。 異なるタイプのブラック ホール間の動的遷移よりも優れています。 これ 動的一次相転移が必ずしも起こるわけではないことを示唆しています。 エネルギーの抽出につながります。 |
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| The gravitational Cheshire effect refers to the possibility of turning off the gravitational field while still leaving an imprint of the nonminimal coupling of matter to gravity. This allows nontrivial solutions in flat spacetime for which no backreaction is possible. The effect was originally shown to manifest itself for standard nonminimal couplings, such as those allowing conventional conformally invariant scalar fields. Recently, the most general scalar field action yielding a conformally invariant second-order equation was constructed, and entails a more involved nonminimal coupling explicitly breaking the conformal invariance of the action without spoiling it in the equation. We have succeeded in fully describing the spherically symmetric stealth solutions on flat spacetime supporting the Cheshire effect within this general non-Noetherian conformal theory. The allowed configurations are divided into two branches: The first one essentially corresponds to an extension of the solutions already known for the standard Noetherian conformal theory. The second branch is only possible due to the non-Noetherian conformal contribution of the action. The complete characterization of this branch is expressed by a nonlinear first-order partial differential equation. We have found the general solution of this equation using both seemingly new and well-established mathematical tools. | 重力チェシャー効果は、オフになる可能性を指します。 非極小の痕跡を残しながら重力場 物質と重力の結合。 これにより、フラットな状態で非自明な解決策が可能になります 逆反応が不可能な時空。 効果はもともと などの標準的な非最小結合の場合に現れることが示されています。 従来の共形的に不変なスカラー場を許可します。 最近、一番多いのは、 共形的に不変な二次を生成する一般的なスカラー場の作用 方程式が構築され、より複雑な非最小結合が必要となります。 アクションを損なうことなく、アクションの等角不変性を明示的に破る 方程式では。 球面を完全に記述することに成功しました。 チェシャー効果をサポートする平らな時空における対称ステルス ソリューション この一般的な非ネーター共形理論の範囲内で。 許可される構成 は 2 つのブランチに分かれています。 最初のブランチは基本的に 標準ネーター等角ですでに知られている解法の拡張 理論。 2 番目の分岐は、非ネーター等角のためのみ可能です。 行動の貢献。 このブランチの完全な特徴は次のとおりです。 非線形一次偏微分方程式で表されます。 我々は持っています は、一見新しいと思われる両方を使用して、この方程式の一般解を見つけました。 確立された数学ツール。 |
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| This review explores recent advances in the theory of $T\bar{T}$ deformation, an irrelevant yet solvable deformation of quantum field theories defined via the quadratic form of the energy-momentum tensor. It addresses classical and quantum aspects, highlighting significant developments across various fields, including field theory, holography, and string theory. Classically, $T\bar{T}$ deformation manifests through multiple geometric interpretations, notably random geometry, Jackiw-Teitelboim-like gravity, and uniform light-cone gauge frameworks. For quantum aspects, the deformation introduces notable features such as non-locality, UV-IR mixing, solvable renormalization structures, and intriguing modifications to correlation functions and entanglement properties. Furthermore, the paper examines the profound relationship between $T\bar{T}$ deformation and holography, particularly within the mixed boundary conditions/cutoff AdS holography proposal and holographic entanglement entropy. Connections to string theory through single-trace deformations and their holographic duals further reveal the deformed structure of the worldsheet. This review synthesizes recent developments and outlines potential directions for future research in the study of $T\bar{T}$-like deformation. | このレビューでは、$T\bar{T}$ 変形の理論における最近の進歩を調査します。 無関係だが解決可能な量子場の理論の変形。 エネルギー運動量テンソルの二次形式。 それは古典的なものと 量子の側面、さまざまな分野にわたる重要な発展を強調、 場の理論、ホログラフィー、弦理論など。 古典的には、$T\bar{T}$ 変形は、特に複数の幾何学的解釈を通じて現れます。 ランダムな幾何学、Jackiw-Teitelboim のような重力、および均一な光円錐ゲージ フレームワーク。 量子的な側面では、変形により注目すべき特徴が導入されます 非局所性、UV-IR混合、可溶繰り込み構造、 相関関数ともつれ特性に対する興味深い変更。 さらに、この論文は $T\bar{T}$ 間の深い関係を調べています。 変形とホログラフィー、特に混合境界内で 条件/カットオフ AdS ホログラフィー提案とホログラフィックエンタングルメントエントロピー。 単一トレース変形とその変形による弦理論との接続 ホログラフィックの二重は、ワールドシートの変形した構造をさらに明らかにします。 これ レビューでは、最近の展開を総合し、潜在的な方向性を概説します。 $T\bar{T}$ 様の変形の研究における今後の研究。 |
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| So far, no one has studied regular black holes using the Parikh-Wilczek method. In this paper, we calculated the emission rate of magnetized particles passing through the event horizon of the Bardeen black hole by using the Parikh-Wilczek method. The emission spectrum deviates from the pure thermal spectrum, but conforms to the unitary principle of quantum mechanics. Our results support the conservation of information. | これまでのところ、Parikh-Wilczek を使用して通常のブラックホールを研究した人は誰もいません。 方法。 本稿では磁化粒子の放出率を計算した。 を使用してバーディーン ブラック ホールの事象の地平線を通過します。 Parikh-Wilczek 法。 発光スペクトルは純粋な熱スペクトルから逸脱します。 スペクトルですが、量子力学の統一原理に準拠しています。 私たちの 結果は情報の保存を裏付けています。 |
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| Under the premise that quantum gravity becomes non-negligible, higher-order corrections of non-commutative geometry dominate. In this paper, we studied the thermodynamics of high-order corrections for Schwarzschild-AdS black hole with Lorentz distribution in the framework of non-commutative geometry. Our results indicate that when high-order corrections dominate, the thermodynamic behavior of Schwarzschild-AdS black hole in non-commutative geometry will gradually approach that of ordinary Schwarzschild-AdS black hole. In addition, we also studied the Joule-Thomson effect of Schwarzschild-AdS black hole under high-order corrections. | 量子重力が無視できなくなり、より高次になるという前提のもと、 非可換幾何学の修正が支配的です。 この論文では、 Schwarzschild-AdS ブラック ホールの高次補正の熱力学 非可換幾何学の枠組みにおけるローレンツ分布。 私たちの結果 高次の補正が優勢な場合、熱力学的挙動が変化することを示します。 非可換幾何学における Schwarzschild-AdS ブラック ホールは徐々に変化する 通常のシュワルツシルト AdS ブラック ホールに近づきます。 さらに、私たちはまた、 は、シュワルツシルト AdS ブラック ホールのジュール トムソン効果を研究しました。 高次の修正。 |
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| In the present study, we analyze the effects of violation of Lorentz symmetry for black-bounce solutions in a $k$-essence theory that has the form of a power law for the configuration $n=1/3$. We perform such analysis for a known model explored in previous work $\Sigma^2=x^2+a^2$ and complement the proposal with a new black-bounce model for the area functions $\Sigma^2_1=\sqrt{x^4+d^4}$. This model has the Schwarzschild-de Sitter asymptomatic behavior for $x\to{-\infty}$, and we investigate the scalar field, potential, and energy conditions for both models. We have shown that the violation of Lorentz symmetry can be generated through $k$-essence without the need for an additional field. These results corroborate the validation of other previously investigated wormhole solutions. | 本研究では、ローレンツ対称性の破れの影響を解析します。 べき乗の形をした $k$ エッセンス理論におけるブラックバウンス解の場合 構成 $n=1/3$ の法則。 既知のモデルに対してこのような分析を実行します 前の研究 $\Sigma^2=x^2+a^2$ で検討し、この提案を補うものです。 面積関数 $\Sigma^2_1=\sqrt{x^4+d^4}$ の新しいブラック バウンス モデル。 これ モデルには、シュヴァルツシルト・デ・ジッターの無症候性の動作があります。 $x\to{-\infty}$、そしてスカラー場、ポテンシャル、エネルギーを調査します 両方のモデルの条件。 我々は、ローレンツの違反を示しました。 対称性は $k$-essence を通じて生成できます。 追加フィールド。 これらの結果は、以前に行われた他の検証を裏付けます。 ワームホールの解決策を調査しました。 |
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| Quasi-normal modes (QNMs) and greybody factors are some of the most characteristic features of the dynamics of black holes (BHs) and represent the basis for a number of fundamental physics tests with gravitational wave observations. It is therefore important to understand the properties of these quantities, naturally introduced within BH perturbation theory, in particular the stability properties under modifications of the BH potential. Instabilities in the QNMs have been recently shown to appear in the BH pseudospectrum under certain circumstances. In this work, we give a novel point of view based on the existence of some recently discovered hidden symmetries in BH dynamics and the associated infinite series of conserved quantities, the Korteweg-de Vries (KdV) integrals. We provide different motivations to use the KdV integrals as indicators of some crucial BH spectral properties. In particular, by studying them in different scenarios described by modified BH barriers, we find strong evidence that the KdV conserved quantities represent a useful tool to look for instabilities in the BH spectrum of QNMs and in their greybody factors. | 準正規モード (QNM) とグレーボディ要素は、最も重要な要素の 1 つです。 ブラック ホール (BH) のダイナミクスの特徴的な特徴を示し、 重力波を使った多くの基礎物理学テストの基礎 観察。 したがって、これらの特性を理解することが重要です。 特に BH 摂動理論内で自然に導入される量 BH ポテンシャルの変更下での安定性特性。 不安定性 QNM 内の は、最近、以下の BH 擬似スペクトルに現れることが示されました。 特定の状況。 本作では、 BH ダイナミクスには最近発見されたいくつかの隠れた対称性の存在と、 関連する保存量の無限系列、Korteweg-de Vries (KdV) 積分。 KdV 積分を次のように使用するさまざまな動機を提供します。 いくつかの重要な BH スペクトル特性の指標。 特に勉強することで 修正された BH バリアによって説明されるさまざまなシナリオでそれらを比較したところ、強力であることがわかりました。 KdV 保存量が検索に役立つツールであるという証拠 QNM の BH スペクトルとそのグレイボディ因子の不安定性。 |
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| We analyze the near-horizon symmetries of static, axisymmetric, four-dimensional black holes with spherical and toroidal horizon topologies in vacuum general relativity. These black hole solutions, collectively referred to as local/distorted black holes, are known in closed form and are not asymptotically flat. Building on earlier works in the literature that primarily focused on black holes with spherical topology, we compute the algebra of the Killing vector fields that preserve the asymptotic structure near the horizons and the algebra of the associated Noether-Wald charges under the boundary conditions that produce the spin-$s$ BMS$_d$ and the Heisenberg-like algebras. We show that a similar analysis extends to all local axisymmetric black holes. The toroidal topology of the holes changes the algebras considerably. For example, one obtains two copies of spin-$s$ BMS$_3$ instead of spin-$s$ BMS$_4$. We also revisit the thermodynamics of black holes under these boundary conditions. While previous studies suggested that spin-$s$ BMS$_d$ preserves the first law of thermodynamics for isolated horizons ($\kappa= \text{const.}$), our analysis indicates that this is not generally the case when the spin parameter $s$ is nonzero. A nonzero $s$ can be seen as introducing a conical singularity (in the Euclidean quantum gravity sense) or a Hamiltonian that causes soft hairs to contribute to the energy. This leads us to interpret the spin-$s$ BMS$_d$ boundary condition as arising in the context of dynamical black holes. | 静的、軸対称、水平線に近い対称性を解析します。 球面およびトロイダル地平線トポロジーを持つ 4 次元ブラック ホール 真空の一般相対性理論。 これらのブラック ホール ソリューションは、総称して 局所的/歪んだブラック ホールとして、閉じた形で知られていますが、 漸近的に平らになります。 文献の初期の作品に基づいて、主に 球状トポロジーを持つブラックホールに焦点を当てて、次の代数を計算します。 地平線近くの漸近構造を維持するベクター場を消滅させる および境界下の関連するネーター・ヴァルト電荷の代数 スピン$s$ BMS$_d$とハイゼンベルク様代数を生成する条件。 同様の分析がすべての局所的な軸対称ブラック ホールに拡張されることを示します。 穴のトロイダル トポロジーは代数を大幅に変更します。 のために たとえば、spin-$s$ の代わりに、spin-$s$ BMS$_3$ のコピーを 2 つ取得します。 BMS$_4$。 これらの境界の下にあるブラックホールの熱力学も再検討します。 条件。 以前の研究では、spin-$s$ BMS$_d$ が保存されることが示唆されていましたが、 孤立した地平線に対する熱力学の第一法則 ($\kappa= \text{const.}$)、私たちの分析では、これは一般的には当てはまらないことが示されています スピンパラメータ $s$ がゼロ以外の場合。 ゼロ以外の $s$ は次のようになります。 円錐特異点（ユークリッド量子重力の意味で）を導入するか、 柔らかい毛がエネルギーに寄与するハミルトニアン。 これが私たちを導く コンテキスト内で発生したものとしてスピン $s$ BMS$_d$ 境界条件を解釈します ダイナミックブラックホールの様子。 |
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| The interplay between black hole interior dynamics and quantum chaos provides a crucial framework for probing quantum effects in quantum gravity. In this work, we investigate non-perturbative overlaps in Jackiw-Teitelboim (JT) gravity to uncover universal signatures of quantum chaos and quantum complexity. Taking advantage of universal spectral correlators from random matrix theory, we compute the overlaps between the thermofield double (TFD) state and two distinct classes of states: fixed-length states, which encode maximal volume slices, and time-shifted TFD states. The squared overlaps naturally define probability distributions that quantify the expectation values of gravitational observables. Central to our results is the introduction of generating functions for quantum complexity measures, such as $\langle e^{-\alpha \ell} \rangle$. The time evolution of these generating functions exhibits the universal slope-ramp-plateau structure, mirroring the behavior of the spectral form factor (SFF). Using generating functions, we further demonstrate that the universal time evolution of complexity for chaotic systems, which is characterized by a linear growth followed by a late-time plateau, arises from the disappearance of the linear ramp as the regularization parameter $\alpha$ decreases. With regard to the time-shifted TFD state, we derive a surprising result: the expectation value of the time shift, which classically grows linearly, vanishes when non-perturbative quantum corrections are incorporated. This cancellation highlights a fundamental distinction between semiclassical and quantum gravitational descriptions of the black hole interior. All our findings establish generating functions as powerful probes of quantum complexity and chaos in gravitational and quantum systems. | ブラックホールの内部ダイナミクスと量子カオスの間の相互作用は、 量子重力における量子効果を調査するための重要な枠組み。 この中で 研究では、Jackiw-Teitelboim (JT) における非摂動的な重複を調査します。 重力を利用して量子カオスと量子の普遍的な特徴を明らかにする 複雑。 ランダムなスペクトル相関器を利用する 行列理論を使用して、熱場の二重 (TFD) 間の重なりを計算します。 状態と 2 つの異なる状態クラス: エンコードする固定長状態 最大ボリュームのスライス、およびタイムシフトされた TFD 状態。 四角い重なり合い 期待値を定量化する確率分布を自然に定義する 重力観測対象の。 私たちの結果の中心となるのは、 $\langle などの量子複雑度測定用の関数を生成する e^{-\alpha \ell} \rangle$。 これらの母関数の時間発展 普遍的な斜面 - ランプ - プラトー構造を示し、 スペクトルフォームファクター（SFF）。 生成関数を使用して、さらに カオスに対する複雑さの宇宙時間進化を証明する このシステムは、直線的な成長とそれに続く遅い時間の成長を特徴としています。 プラトーは、正則化による線形ランプの消失から生じます。 パラメータ $\alpha$ が減少します。 タイムシフトされた TFD 状態に関しては、 驚くべき結果が得られます。 タイムシフトの期待値です。 古典的には線形に増加し、非摂動的な量子補正が行われると消滅します 組み込まれています。 このキャンセルは根本的な違いを浮き彫りにします ブラックホールの半古典的重力記述と量子重力記述の間 インテリア。 私たちの発見はすべて、生成関数が強力なプローブであることを確立しています。 重力系と量子系における量子の複雑さとカオス。 |
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| Particle production in de Sitter spacetime arises from the exponential expansion of space, rendering the Bunch-Davies vacuum perceived as a particle-containing state by late-time observers. For states defined as eigenstates of both momentum and the Hamiltonian, the Bunch-Davies vacuum exhibits a constant particle density per physical momentum. We explore particle production beyond this baseline, focusing on deviations from exact de Sitter conditions and non-gravitational interactions, such as slow-roll inflation or interactions arising from the coupling of inflation to other fields. Using Bogoliubov transformations, we calculate the number density of energy/momentum eigenstates. In single-field inflation, this density captures the observed spectral index of the primordial power spectrum, while in two-field models, it reflects the non-gravitational coupling driving background trajectory turning. We present analytical results applicable to various scenarios involving particle production from non-adiabatic processes during inflation. | ド・ジッター時空における粒子生成は指数関数的に発生する 空間が膨張し、バンチ・デイヴィスの真空が空間として認識されるようになります。 遅い時間の観測者による粒子を含む状態。 次のように定義された状態の場合 運動量とハミルトニアン、バンチ・デイビス真空の両方の固有状態 物理運動量当たり一定の粒子密度を示します。 粒子を探索します 正確なデ・シッターからの逸脱に焦点を当て、このベースラインを超える生産 スローロールインフレーションや非重力相互作用などの条件と インフレと他の分野との結合から生じる相互作用。 使用する ボゴリューボフ変換により、エネルギー/運動量の数密度を計算します。 固有状態。 単一フィールドのインフレーションでは、この密度は観察された値を捕捉します。 原始パワー スペクトルのスペクトル インデックスですが、2 フィールド モデルでは、 背景軌道の回転を駆動する非重力カップリングを反映します。 さまざまなシーンに適用できる分析結果をご紹介します。 膨張中の非断熱プロセスからの粒子生成。 |
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| This paper investigates the challenges and resolutions in computing the entanglement entropy for the quantum field theory coupled to de Sitter (dS) gravity along a timelike boundary. The conventional island formula, originally designed to calculate the fine-grained entropy for a non-gravitational system coupled to anti-de Sitter (AdS) gravity, encounters difficulties in de Sitter gravitational spacetime, failing to provide a physically plausible extremal island. To overcome these problems, we introduce a doubly holographic model by embedding a dS$_2$ braneworld in an AdS$_3$ bulk spacetime. This approach facilitates the computation of entanglement entropy through holographic correlation functions, effectively circumventing the constraints of the island formula. We demonstrate that the correct recipe for calculating entanglement entropy with dS gravity involves the non-extremal island, whose boundary is instead defined at the edge of the dS gravitational region. Our findings indicate that, during the island phase, the entanglement wedge of the non-gravitational bath includes the entire dS gravitational space. Using the second variation formula, we further show that the existence of a locally minimal surface anchored on the gravitational brane is intrinsically linked to the extrinsic curvature of the brane. | このペーパーでは、コンピューティングにおける課題と解決策を調査します。 ド・シッター (dS) と結合した場の量子論のもつれエントロピー 時間の境界に沿った重力。 従来の島式は、もともと 非重力系のきめの細かいエントロピーを計算するように設計されています 反デ・シッター (AdS) 重力と結合し、デ・シッターで困難に遭遇 重力時空、物理的に妥当な極値を提供できない 島。 これらの問題を克服するために、次のような二重ホログラフィック モデルを導入します。 dS$_2$ braneworld を AdS$_3$ バルク スペースタイムに埋め込みます。 このアプローチ ホログラフィックによるもつれエントロピーの計算を容易にする 相関関数、島の制約を効果的に回避 式。 もつれを計算するための正しいレシピを証明します。 dS 重力によるエントロピーには非極値島が含まれます。 その境界は次のとおりです。 代わりに、dS 重力領域の端で定義されます。 私たちの調査結果 アイランドフェーズ中に、 非重力バスには、dS 重力空間全体が含まれます。 を使用して、 2 番目の変分式では、局所的に 重力ブレーンに固定された最小の表面は本質的に次のようなものと結びついています。 ブレーンの外部曲率。 |
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| In JCAP 11 (2024) 051, we discussed how different regimes (flavoured) of leptogenesis can be probed through a ``tomographic'' approach using primordial gravitational waves. By examining the theory's parameter space, we identified regions where right-handed neutrino mass-dependent non-standard cosmological expansion leaves characteristic imprints on propagating gravitational waves. Our analysis focused on inflationary blue-tilted gravitational waves, modeled by a power-law tensor power spectrum with a constant spectral index. The resulting double-peak spectrum -- where peak and dip frequencies are sensitive to leptogenesis parameters -- provided marked signatures of different leptogenesis regimes. In this follow-up article, we conduct a statistical analysis of two-flavour leptogenesis signals, particularly those producing a peak (more generally, a broken power-law signal) within the LISA frequency band. Using a Fisher matrix analysis, we delineate the regions of parameter space that LISA can probe with minimal uncertainty, accounting for galactic and extragalactic foregrounds along with LISA's instrumental noise. | JCAP 11 (2024) 051 では、さまざまなレジーム (風味) がどのように変化するかについて議論しました。 レプトジェネシスは、原始細胞を用いた「トモグラフィー」アプローチを通じて調べることができます。 重力波。 理論のパラメータ空間を調べることで、次のことを特定しました。 右手巻きニュートリノの質量依存性が非標準的な宇宙論的領域である 膨張は伝播する重力波に特徴的な痕跡を残します。 私たちの分析は、モデル化されたインフレーションブルー傾斜重力波に焦点を当てました。 一定のスペクトルインデックスを持つべき乗則テンソルパワースペクトルによって。 の 結果として得られるダブルピーク スペクトル -- ピークとディップの周波数が敏感です レプトジェネシスパラメータに -- さまざまなマークされた署名を提供 レプトジェネシス体制。 このフォローアップ記事では、統計的な調査を実施します。 2つのフレーバーのレプトジェネシスシグナル、特に、 LISA 周波数内のピーク (より一般的には、べき乗則が崩れた信号) バンド。 フィッシャー行列分析を使用して、パラメータの領域を描写します。 LISA が最小限の不確実性で調査できる宇宙、銀河系と 銀河系外の前景とLISAの楽器ノイズ。 |
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| We study the quantum effects of big bang and black hole singularities on massive conformal gravity. We do this by analyzing the behavior of the on-shell effective action of the theory at these singularities. The result is that such singularities are harmless in MCG because the on-shell effective action of the theory does not diverge at them. | 私たちはビッグバンとブラックホール特異点の量子効果を研究しています。 巨大な等角重力。 これは、シェル上の動作を分析することによって行われます。 これらの特異点における理論の効果的な作用。 その結果、そのようなことが MCG では特異点は無害です。 これは、シェル上の 理論はそれらに関して分岐しません。 |
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| We derive the first analytical formula for the density of "Dark Matter" (DM) at all length scales, thus also for the rotation curves of stars in galaxies, for the baryonic Tully-Fisher relation and for planetary systems, from Einstein's equations (EE) and classical approximations, in agreement with observations. DM is defined in Part I as the energy of the coherent gravitational field of the universe, represented by the additional equivalent ordinary matter (OM), needed at all length scales, to explain classically, with inclusion of the OM, the observed coherent gravitational field. Our derivation uses both EE and the Newtonian approximation of EE in Part I, to describe semi-classically in Part II the advection of DM, created at the level of the universe, into galaxies and clusters thereof. This advection happens proportional with their own classically generated gravitational field g, due to self-interaction of the gravitational field. It is based on the universal formula rD=lgg'g' for the density rD of DM advected into medium and lower scale structures of the observable universe, where l is a universal constant fixed by the Tully-Fisher relations. Here g' is the gravitational field of the universe; g' is in main part its own source, as implied in Part I from EE. We start from a simple electromagnetic analogy that helps to make the paper generally accessible. This paper allows for the first time the exact calculation of DM in galactic halos and at all levels in the universe, based on EE and Newtonian approximations, in agreement with observations. | 「ダークマター」（DM）の密度の最初の分析式を導き出す すべての長さのスケールで、したがって銀河内の星の回転曲線についても、 バリオンのタリー・フィッシャー関係と惑星系については、 アインシュタイン方程式 (EE) と古典的近似は、以下に一致します。 観察。 DM はパート I でコヒーレントのエネルギーとして定義されています。 追加の等価物で表される宇宙の重力場 普通物質 (OM) は、古典的に説明するために、あらゆる長さスケールで必要とされます。 観測されたコヒーレント重力場である OM が含まれます。 私たちの派生 パート I では、EE と EE のニュートン近似の両方を使用して説明します。 パート II では、準古典的に、DM の移流が、のレベルで作成されます。 宇宙から銀河やその星団まで。 この移流が起こります 独自の古典的に生成された重力場 g に比例します。 重力場の自己相互作用。 それは普遍的なものに基づいています 中低スケールに移流されるDMの密度rDの式 rD=lgg'g' 観測可能な宇宙の構造。 ここで、l は次の式で固定される普遍定数です。 タリーとフィッシャーの関係。 ここで g' は宇宙の重力場です。 g' は、EE のパート I で暗示されているように、主要部分では独自のソースです。 から始めます 一般的に紙を作るのに役立つ単純な電磁気の例え アクセス可能。 この論文により、DM の正確な計算が初めて可能になりました。 EE とニュートンに基づく、銀河のハローと宇宙のすべてのレベル 近似値は観察と一致します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Current template-based gravitational-wave searches for compact binary mergers neglect the general relativistic phenomenon of spin-induced orbital precession. Owing to their asymmetric masses, gravitational-waves from neutron star-black hole (NSBH) binaries are prime candidates for displaying strong imprints of spin-precession. As a result, current searches may be missing a significant fraction of the astrophysical population, and the detected NSBH population may be significantly suppressed or biased. Here we report the most sensitive search for NSBH binaries to date by including spin-precession for the first time. We analyze data from the entirety of the third LIGO-Virgo-KAGRA gravitational-wave observing run and show that when accounting for spin-precession, our search is up to 100% more sensitive than the search techniques currently adopted by the LIGO-Virgo-KAGRA collaboration (for systems with strong precessional effects). This allows us to more tightly constrain the rate of NSBH mergers in the local Universe. Firstly, we focus on a precessing subpopulation of NSBH mergers; the lack of observed candidates allows us to place an upper limit on the merger rate of $R_{90} = 79\, \mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$ with 90% confidence. Secondly, we tighten the overall rate of NSBH mergers; we show that if there is no preferred direction of component spin, the rate of NSBH mergers is on average 16% smaller than previously believed. Finally, we report four new subthreshold NSBH candidates, all with strong imprints of spin precession, but note that these are most likely to be of terrestrial origin. | 現在のテンプレートベースの重力波探索によるコンパクトな連星合体 スピン誘起軌道歳差運動の一般相対論的現象は無視します。 非対称な質量のため、中性子星ブラックからの重力波 ホール (NSBH) バイナリは、強力なインプリントを表示するための主な候補です。 スピン歳差運動。 その結果、現在の検索では重要な情報が欠落している可能性があります。 天体物理学的集団の一部であり、検出された NSBH 集団は、 著しく抑圧されたり、偏ったりする。 ここでは最も機密性の高い検索を報告します 初めてスピン歳差運動を組み込むことにより、これまでの NSBH バイナリを対象にしました。 私たちは 第3回LIGO-Virgo-KAGRA重力波全体のデータを分析する 実行を観察して、スピン - 歳差運動を考慮した場合の検索結果が次のとおりであることを示します。 現在採用されている検索技術よりも最大 100% 感度が高くなります。 LIGO-Virgo-KAGRA コラボレーション (強い歳差効果を持つシステム用)。 これにより、地域内での NSBH の合併率をより厳しく制限することができます。 宇宙。 まず、NSBH 合併の歳差運動の部分母集団に焦点を当てます。 の 観測された候補者が不足しているため、合併に上限を設けることが可能になる $R_{90} = 79\, \mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$ のレート (信頼度 90%)。 第二に、NSBH の全体的な合併率を厳格化します。 がある場合にそれを示します 成分スピンの優先方向はなく、NSBH 合併の速度はオンです。 これまで考えられていたよりも平均で 16% 小さい。 最後に、新たに4つご報告します。 閾値以下の NSBH 候補、すべてスピン歳差運動の強い痕跡があるが、 これらは地球起源である可能性が最も高いことに注意してください。 |
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| The first exact and analytical solution representing an equilibrium configuration of two stationary black holes, in general relativity, is presented. The metric models two collinear extremal Kerr black holes immersed into an external and back-reacting rotating tidal drag. The gravitational attraction is balanced by the repulsive gravitational spin-spin interaction generated by the interplay between black holes angular momenta with the rotational background. The new solution is built by embedding the double Kerr metric into a swirling universe by means of the Ehlers transformation. The geometry is completely regular outside the event horizons. Thermodynamic properties of the binary black hole system are studied, the Smarr law, the first law and the Christodoulou-Ruffini formulas are verified. Microscopic degrees of freedom of the entropy are computed from the dual CFT living on the boundary of the near horizon geometries. | 平衡を表す最初の正確かつ分析的な解 一般相対性理論における 2 つの静止ブラック ホールの配置は次のようになります。 提示されました。 この計量法は、同一線上にある 2 つの極値カー ブラック ホールが浸漬されたことをモデル化します。 外部および後方反応の回転潮汐抵抗に変換されます。 重力 引力は、反発する重力のスピンとスピンの相互作用によってバランスが保たれます。 ブラック ホールの角運動量との相互作用によって生成されます。 回転の背景。 新しいソリューションは、ダブルカーを埋め込むことによって構築されます。 エーラース変換により、計量を渦巻く宇宙に変換します。 の 幾何学形状は事象の地平線の外側では完全に規則的です。 熱力学 バイナリー ブラック ホール システムの特性、スマーの法則、 第一法則と Christodoulou-Ruffini の公式が検証されます。 顕微鏡的 エントロピーの自由度は、 地平線に近いジオメトリの境界。 |
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| Previous studies have identified potential instabilities in self-interacting vector theories associated with the breakdown of the well-posedness of the initial-value problem. However, these conclusions are restricted to Abelian vector fields, leaving room to explore alternative setups, such as non-Abelian vector fields with internal symmetries. Building on this idea, we study the well-posed 1+1 evolution of self-interacting SU(2) vector fields minimally coupled to gravity within the framework of the 't Hooft-Polyakov magnetic monopole configuration. In this context, we present a counterexample in which self-interacting vector fields retain a well-posed initial value problem formulation. Remarkably, this system exhibits the same characteristic speeds as those found in general relativity (GR) in one spatial dimension. Unlike its Abelian counterpart, we achieve stable numerical evolutions across a wide range of initial conditions within a fully non-linear dynamical background, as evidenced in our time integration algorithm. Although our conclusions are strictly valid for the spherical symmetry case with only magnetic part for the vector field, this study serves as a valuable diagnostic tool for investigating more realistic astrophysical scenarios in three-dimensional settings and under more general background and vector field configurations. | 以前の研究では、自己相互作用における潜在的な不安定性が特定されています。 正しい姿勢の崩れに関連するベクトル理論 初期値の問題。 ただし、これらの結論はアーベル主義に限定されます。 ベクトル場、非アーベル型などの代替設定を検討する余地を残す 内部対称性を持つベクトル場。 この考えに基づいて、私たちは 自己相互作用する SU(2) ベクトル場の適切に配置された 1+1 進化を最小限に抑える トホーフト・ポリャコフ磁気の枠組み内で重力と結合 モノポール構成。 これに関連して、反例を示します。 自己相互作用するベクトル場は適切に設定された初期値問題を保持します 配合。 驚くべきことに、このシステムは以下と同じ特性速度を示します。 一般相対性理論 (GR) で 1 つの空間次元で見られるもの。 それとは異なり、 アーベル型に相当し、広範囲にわたって安定した数値進化を実現します 完全に非線形の動的背景内の初期条件の、 私たちの時間積分アルゴリズムで証明されています。 私たちの結論は次のとおりですが、 磁気部分のみを持つ球面対称の場合に厳密に有効です。 この研究は、ベクトル場を調査するための貴重な診断ツールとして役立ちます。 3次元環境下でのより現実的な天体物理学的シナリオ より一般的な背景とベクトルフィールドの構成。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We conduct two searches for continuous, nearly monochromatic gravitational waves originating from the central compact objects in the supernova remnants Cassiopeia A and Vela Jr. using public LIGO data. The search for Cassiopeia A targets signal frequencies between 20 Hz and 400 Hz; the Vela Jr. search between 400 Hz and 1700 Hz, and both investigate the broadest set of waveforms ever considered with highly sensitive deterministic search methods. Above 1500 Hz the Vela Jr. search is the most sensitive carried out thus far, improving on previous results by over 300\%. Above 976 Hz these results improve on existing ones by 50\%. In all we investigate over $10^{18}$ waveforms, leveraging the computational power donated by thousands of Einstein@Home volunteers. We perform a 4-stage follow-up on more than 6 million waveforms. None of the considered waveforms survives the follow-up scrutiny, indicating no significate detection candidate. Our null results constrain the maximum amplitude of continuous signals as a function of signal frequency from the targets. The most stringent 90\% confidence upper limit for Cas A is $h_0^{90 \%}\approx 7.3\times10^{-26}$ near 200 Hz, and for Vela Jr. it is $h_0^{90 \%}\approx 8.9\times10^{-26}$ near 400 Hz. Translated into upper limits on the ellipticity and r-mode amplitude, our results probe physically interesting regions: for example the ellipticity of Vela Jr. is constrained to be smaller than $10^{-7}$ across the frequency band, with a tighter constraint of less than $2\times10^{-8}$ at the highest frequencies. | 連続的でほぼ単色の重力現象を 2 回探索します。 超新星残骸の中心にあるコンパクトな天体から発生する波 公開 LIGO データを使用したカシオペア A とベラ ジュニア。 カシオペアAの探索 20 Hz ～ 400 Hz の信号周波数を対象とします。 ベラジュニアの検索 400 Hz ～ 1700 Hz の間で、両方とも最も広範な波形セットを調査します。 これまでに高感度の決定論的検索方法を検討したことはありません。 1500以上 Hz の Vela Jr. 検索は、これまでに実行された中で最も感度が高く、改良されています。 以前の結果よりも 300\% 以上増加しました。 976 Hz を超えると、これらの結果は既存の結果よりも改善されます。 50\% ずつ。 合計で $10^{18}$ を超える波形を調査します。 何千人もの Einstein@Home ボランティアから寄付された計算能力。 私たちは 600万以上の波形に対して4段階のフォローアップを実行します。 どれも 考慮された波形はその後の精査を経て、有意な影響がないことが示されています。 検出候補。 null の結果は、最大振幅を制限します。 ターゲットからの信号周波数の関数としての連続信号。 最も Cas A に対する厳密な 90\% 信頼度の上限は $h_0^{90 \%}\about です 200 Hz 付近では 7.3\times10^{-26}$、Vela Jr. の場合は $h_0^{90 \%}\およそ 400 Hz 付近では 8.9\times10^{-26}$。 楕円率の上限に換算 r モード振幅と r モード振幅から、私たちの結果は物理的に興味深い領域を調査します。 たとえば、Vela Jr. の楕円率は $10^{-7}$ より小さくなるように制約されます 周波数帯域全体で、 最高周波数では $2\times10^{-8}$ になります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Using gravitational waves to probe the geometry of the ringing remnant black hole formed in a binary black hole coalescence is a well-established way to test Einstein's theory of general relativity. However, doing so requires knowledge of when the predictions of black hole perturbation theory, i.e., quasi-normal modes (QNMs), are a valid description of the emitted gravitational wave as well as what the amplitudes of these excitations are. In this work, we develop an algorithm to systematically extract QNMs from the ringdown of black hole merger simulations. Our algorithm improves upon previous ones in three ways: it fits over the two-sphere, enabling a complete model of the strain; it performs a reverse-search in time for QNMs using a more robust nonlinear least squares routine called \texttt{VarPro}; and it checks the variance of QNM amplitudes, which we refer to as ``stability'', over an interval matching the natural time scale of each QNM. Using this algorithm, we not only demonstrate the stability of a multitude of QNMs and their overtones across the parameter space of quasi-circular, non-precessing binary black holes, but we also identify new quadratic QNMs that may be detectable in the near future using ground-based interferometers. Furthermore, we provide evidence which suggests that the source of remnant black hole perturbations is roughly independent of the overtone index in a given angular harmonic across binary parameter space, at least for overtones with $n\leq2$. This finding may hint at the spatiotemporal structure of ringdown perturbations in black hole coalescences, as well as the regime of validity of perturbation theory in the ringdown of these events. Our algorithm is made publicly available at the following GitHub repository: https://github.com/keefemitman/qnmfinder. | 重力波を使用して鳴り響く残存黒の形状を調査する バイナリ ブラック ホール合体で形成されたホールは、確立された方法です。 アインシュタインの一般相対性理論をテストします。 ただし、そのためには次のことが必要です ブラックホール摂動理論の予測がいつ行われるかについての知識、つまり、 準正規モード (QNM) は、放出される重力の有効な説明です。 波とこれらの励起の振幅が何であるか。 この作品で私たちは、 黒のリングダウンから体系的に QNM を抽出するアルゴリズムを開発する ホールマージシミュレーション。 私たちのアルゴリズムは 3 つの点で以前のアルゴリズムを改良しています 方法: 2 つの球面に適合し、ひずみの完全なモデルが可能になります。 それ より堅牢な非線形最小値を使用して、時間内に QNM の逆探索を実行します。 \texttt{VarPro} という二乗ルーチン;そしてQNMの分散をチェックします に一致する間隔にわたる振幅、これを「安定性」と呼びます。 各 QNM の自然な時間スケール。 このアルゴリズムを使用して、次のことを実証するだけでなく、 パラメータ全体にわたる多数の QNM とその倍音の安定性 準円形の非歳差運動バイナリ ブラック ホールの空間ですが、 を使用して、近い将来検出可能になる可能性のある新しい 2 次 QNM を特定します。 地上に設置された干渉計。 さらに、私たちは示唆する証拠を提供します 残存ブラックホールの摂動の源はほぼ独立している バイナリパラメータ空間にわたる特定の角度高調波の倍音インデックス、 少なくとも $n\leq2$ の倍音については。 この発見は、 ブラックホール合体におけるリングダウン摂動の時空間構造、 リングダウンにおける摂動理論の有効性の領域と同様に、 これらの出来事。 私たちのアルゴリズムは以下の GitHub で公開されています リポジトリ: https://github.com/keefemitman/qnmfinder。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A straightforward gravitational path integral calculation implies that closed universes are trivial, described by a one dimensional Hilbert space. Two recent papers by Harlow-Usatyuk-Zhao and Abdalla-Antonini-Iliesiu-Levine have sought to ameliorate this issue by defining special rules to incorporate observers into the path integral. However, the proposed rules are different, leading to differing results for the Hilbert space dimension. Moreover, the former work offers a holographic map realized using a non-isometric code construction to complement their path integral result and clarify its physics. In this work, we propose a non-isometric code that implements the second construction, allowing thorough comparison. Our prescription may be thought of as simply removing the portion of the map that acts on the observer, while preserving the rest, creating an effective holographic boundary at the observer-environment interface. This proposal can be directly applied to general holographic maps for both open and closed universes of any dimension. | 単純な重力経路積分の計算は、閉じた次のことを意味します。 宇宙は自明であり、1 次元のヒルベルト空間で記述されます。 最近の2件 Harlow-Usatyuk-Zhao と Abdalla-Antonini-Iliesiu-Levine による論文が求められています。 オブザーバーを組み込むための特別なルールを定義することで、この問題を改善します。 パス積分に入力します。 ただし、提案されているルールは異なります。 ヒルベルト空間次元では結果が異なります。 また、前作は 非アイソメトリック コード構造を使用して実現されたホログラフィック マップを提供します。 それらの経路積分の結果を補完し、その物理を明らかにします。 この作品で私たちは、 2 番目の構造を実装する非アイソメトリック コードを提案し、 徹底比較。 私たちの処方箋は、単に マップのうちオブザーバーに作用する部分は残りの部分を保持します。 観察者環境に効果的なホログラフィック境界を作成する インタフェース。 この提案は、一般的なホログラフィック マップに直接適用できます。 あらゆる次元の開いた宇宙と閉じた宇宙の両方に。 |