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| Original Text | 日本語訳 |
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| The Hellings-Downs (HD) correlation, which characterizes the signature of a stochastic gravitational wave background measured via Pulsar Timing Arrays (PTA), is derived using a harmonic formalism. This approach closely follows the framework traditionally employed to compute correlations of temperature fluctuations in the CMB. This parallel enables a direct comparison between the correlations observed in PTA and those in CMB. After providing analytic estimates of the transmission functions, we show that the covariance matrix in frequency space becomes very non-diagonal. We then build formally the quadratic estimator for the HD correlation in multipolar space, for both a perfect experiment, and for a realistic pulsar noise model. For a perfect experiment, we show that the SNR grows with the observation time and the number of frequency bins, in turn determined by the cadence of observation. For an imperfect experiment, the behaviour is similar, with an effective multipole-dependent number of frequency, obtained after weighting with noise. We predict that with $\sim 200$ pulsars monitored for $25$ years, multipoles of the HD correlation up to $\ell=4$ can be measured. Our findings clarify that is called \emph{cosmic variance} in previous literature is not an intrinsic limitation for PTA measurements. Instead, with optimal estimators, it can be mitigated by accumulating more observation time or improving the cadence of pulsar monitoring. Therefore, unlike CMB angular correlations, where cosmic variance represents an irreducible constraint, it can be reduced in PTA measurements. Finally, we show that if the primordial power spectrum of tensor fluctuations was very blue with $n_T>4$, the CMB angular correlation due to these tensor modes would also exhibit a HD correlation. We also discuss the case in which the graviton distribution function is anisotropic. | ヘリングス-ダウンズ (HD) 相関。 これは、 パルサータイミングアレイを介して測定された確率的重力波背景 (PTA) は、調和形式を使用して導出されます。 このアプローチは、 温度の相関関係を計算するために伝統的に使用されているフレームワーク CMBの変動。 この並列性により、 PTA と CMB で観察された相関関係。 分析を提供した後 伝達関数の推定値から、次の共分散行列が得られることを示します。 周波数空間は非常に非対角になります。 次に、二次方程式を形式的に構築します。 多極空間における HD 相関の推定器。 実験、および現実的なパルサー ノイズ モデルの作成に使用します。 完璧な実験をするには、 SNR は観測時間と観測数に応じて増加することを示します。 周波数ビンは、観測のリズムによって決定されます。 のために 実験は不完全ですが、動作は似ていますが、効果的です。 ノイズで重み付けした後に得られる、多極に依存する周波数の数。 $\sim 200$ 個のパルサーを $25$ 年間監視すると、多重極は $\ell=4$ までの HD 相関を測定できます。 私たちの調査結果は、次のことを明らかにしています。 以前の文献で \emph{宇宙の分散} と呼ばれていたものは、本質的なものではありません PTA 測定の制限。 代わりに、最適な推定量を使用すると、次のようになります。 より多くの観察時間を蓄積するか、観察の頻度を改善することで軽減されます。 パルサーモニタリング。 したがって、CMB の角度相関とは異なり、宇宙 分散は削減不可能な制約を表しますが、PTA では削減できます。 測定。 最後に、テンソルの原始パワースペクトルが $n_T>4$ の変動は非常に青く、CMB の角度相関は これらのテンソル モードも HD 相関を示します。 また、 重力子分布関数が異方性である場合。 |
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| We analyse a n-dimensional Generalized Uncertainty Principle (GUP) quantization framework, characterized by a non-commutative nature of the configurational variables. First, we identify a set of states which are maximally localized only along a single direction, at the expense of being less localized in all the other ones. Subsequently, in order to recover information about localization on the whole configuration space, we use the only state of the theory which exhibits maximal localization simultaneously in every direction to construct a satisfactory quasi-position representation, by virtue of a suitable translational operator. The resultant quantum framework is then applied to model the dynamics of the Bianchi I cosmology. The corresponding Wheeler-DeWitt equation is reduced to Schr\"odinger dynamics for the two anisotropy degrees of freedom, using a WKB representation for the volume-like variable of the Universe, in accordance with the Vilenkin scenario. The main result of our cosmological implementation of the constructed quantum theory demonstrates how the dynamics of a wave packet peaked at some point in the configuration space represented in the quasi-position variables, favours as the most probable configuration exactly the initial one for a relatively long time, if compared with the ordinary quantum theory. This preference arises from the distinct behavioral dynamics exhibited by wave packets in the two quantum theories. | n 次元の一般化不確定性原理 (GUP) を分析します の非可換性を特徴とする量子化フレームワーク。 構成変数。 まず、次の状態のセットを特定します。 単一方向に沿ってのみ最大限に局在化されますが、その代わりに、単一方向に沿ってのみ局在化されます。 他のすべてのものではローカライズされています。 その後、情報を復旧するため、 構成空間全体でのローカリゼーションについては、次の状態のみを使用します。 すべての領域で同時に最大の定位を示す理論 満足のいく準位置表現を構築するための方向性 適切な翻訳演算子の。 結果として得られる量子フレームワークは次のようになります。 ビアンキ I 宇宙論の力学をモデル化するために適用されました。 対応する Wheeler-DeWitt 方程式は、2 つのシュルオーディンガー力学に還元されます。 異方性自由度、ボリューム状の WKB 表現を使用 ビレンキンシナリオに従って、宇宙の変数。 メイン 構築された量子理論の宇宙論的実装の結果 波束のダイナミクスがどのようにしてある時点でピークに達したかを示します。 準位置変数で表される構成空間は、 最も可能性の高い構成は、比較的長期間にわたって正確に初期の構成であり、 通常の量子論と比較すると。 この好みは次のような理由から生じます。 2つの量子の波束によって示される独特の行動力学 理論。 |
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| The characteristic initial boundary problem is discussed in spherical symmetry for the Einstein-Maxwell-scalar field equations. It is formulated for an affine-null metric and the resulting field equations are cast into a hierarchical system of partial differential equations. The initial boundary value problem for a family of null hypersurfaces is specified for a timelike-null foliation at the central geodesic of spherical symmetry as well as for a double-null foliation where the corresponding boundary is a null hypersurface. For the latter, two distinct boundary value formulations arise -- one where the null boundary has zero Misner-Sharp mass and another one where the corresponding Misner-Sharp mass is nonzero. As an application, the nonextremal and the extremal Reissner-Nordstr\"om solution in null coordinates for a charged black hole and the Fisher-Janis-Newman-Winicour solution are derived. | 特徴的な初期境界問題は球面で議論されます。 アインシュタイン・マクスウェル・スカラー場方程式の対称性。 のために処方されています アフィンヌルメトリクスとその結果として得られるフィールド方程式は、 偏微分方程式の階層系。 最初の境界線 Null 超曲面ファミリーの値の問題は、 球対称の中央測地線における時間的ヌル葉状構造も同様 対応する境界がヌルである二重ヌル葉状の場合と同様 超曲面。 後者の場合、2 つの異なる境界値の定式化が生じます。 1 つはヌル境界のマイズナーシャープ質量がゼロの場合、もう 1 つは 対応するマイズナーシャープ質量はゼロ以外です。 応用としては、 null 座標での非極値と極値の Reissner-Nordstr\"om 解 荷電ブラック ホールの場合、フィッシャー-ジャニス-ニューマン-ウィニクール解は次のようになります。 派生。 |
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| Rotating black holes are well known to amplify the perturbing bosonic fields in certain parameter spaces. This phenomenon is popularly known as superradiance. In addition to rotation in the spacetime, charge plays a crucial role in the amplification process. In the present study, we have considered the spacetime of a magnetically charged rotating black hole emerging from the coupling of nonlinear electromagnetic field configuration to gravity. Due to this black hole spacetime, we have studied the scattering states of a massive scalar field and investigated the superradiant amplification process. We find that the magnetic charge of the spacetime affects the magnitude of the amplification and also significantly enlarges the allowed frequency ranges for which superradiance happens. In comparison, our analysis reveals that some of the behaviours are quite similar to what has been found in the case of the Kerr-Newmann black hole. Moreover, in specific parameter spaces, we observe exact similarities, which could imply a probable correspondence between the magnetically charged black hole and the Kerr-Newman black hole in certain scenarios. In addition to this, we have investigated the superradiant instability regime due to the massive potential barrier and also compared our results with that of the Kerr-Newmann black hole. | 回転するブラックホールは、摂動的なボソン磁場を増幅させることがよく知られています。 特定のパラメータ空間で。 この現象は一般に次のように知られています 超輝き。 時空の回転に加えて、電荷も重要な役割を果たします。 増幅プロセスにおける役割。 今回の研究では、 そこから出現する磁気を帯びた回転ブラックホールの時空 非線形電磁場構成と重力の結合。 により このブラックホール時空で、私たちは大質量ブラックホールの散乱状態を研究しました。 スカラー場を調べ、超放射増幅プロセスを調査しました。 私たちは見つけます 時空の磁荷が大きさに影響を与えるということ 増幅し、許容周波数範囲も大幅に拡大します。 どのような超放射が起こるのか。 比較すると、私たちの分析では、次のようなことが明らかになりました。 動作は、の場合に見つかったものと非常によく似ています。 カー・ニューマン ブラック ホール。 さらに、特定のパラメータ空間では、次のことが観察されます。 まったくの類似点。 これは、 磁気を帯びたブラック ホールとカー ニューマン ブラック ホール シナリオ。 これに加えて、超放射についても調査しました。 巨大な潜在的障壁による不安定体制と、我々の 結果はカー・ニューマン ブラック ホールの結果と一致します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We extend the basic formalism of mimetic-metric-torsion gravity theory, in a way that the mimetic scalar field can manifest itself geometrically as the source of not only the trace mode of torsion, but also its axial (or, pseudo-trace) mode. Specifically, we consider the mimetic field to be (i) coupled explicitly to the well-known Holst extension of the Riemann-Cartan action, and (ii) identified with the square of the associated Barbero-Immirzi field, which is presumed to be a pseudo-scalar. The conformal symmetry originally prevalent in the theory would still hold, as the associated Cartan transformations do not affect the torsion pseudo-trace, and hence the Holst term. Demanding the theory to preserve the spatial parity symmetry as well, we focus on a geometric unification of the cosmological dark sector, and show that a super-accelerating regime in the course of evolution of the universe is always feasible. From the observational perspective, assuming the cosmological evolution profile to be very close to that for $\L$CDM, we further show that there could be a smooth crossing of the so-called phantom barrier at a low red-shift, however for a very restricted parametric domain. The extent of the super-acceleration have subsequently been ascertained by examining the evolution of the relevant torsion parameters. | 我々は、模倣計量ねじり重力理論の基本的な形式主義を次のように拡張します。 模倣スカラー場が幾何学的に次のように現れる方法 ねじれのトレース モードだけでなく、その軸方向 (または、 疑似トレース) モード。 具体的には、模倣フィールドを次のように考えます (i) リーマン・カルタンのよく知られたホルスト拡張に明示的に結合されています。 (ii) 関連するバルベロ-イミルツィの二乗と同一視される フィールド。 これは擬似スカラーであると推定されます。 等角対称性 関連するカルタンとして、元々一般的だった理論は今でも有効です。 変換はねじり擬似トレースに影響を与えないため、ホルスト 学期。 空間パリティの対称性も維持することを理論に要求し、我々は、 宇宙論的なダークセクターの幾何学的統一に焦点を当て、次のことを示します。 宇宙の進化の過程における超加速体制は、 常に実現可能です。 観測の観点から、宇宙論を仮定すると、 進化プロファイルは $\L$CDM の進化プロファイルに非常に近いため、さらに次のことを示します。 いわゆるファントムバリアを低い速度でスムーズに通過できる可能性があります。 ただし、非常に制限されたパラメトリック ドメインの場合は赤方偏移です。 程度 超加速はその後の調査によって確認されました。 関連するねじれパラメータの発展。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In quantum gravity, it has been argued that a proper accounting of the role played by an observer promotes the von Neumann algebra of observables in a given spacetime subregion from Type III to Type II. While this allows for a mathematically precise definition of its entropy, we show that this procedure depends on which observer is employed. We make this precise by considering a setup in which many possible observers are present; by generalising previous approaches, we derive density operators for the subregion relative to different observers (and relative to arbitrary collections of observers and for arbitrary global physical states), and we compute the associated entropies in a semiclassical regime, as well as in some specific examples that go beyond this regime. We find that the entropies seen by distinct observers can drastically differ. Our work makes extensive use of the formalism of quantum reference frames (QRF); indeed, as we point out, the `observers' considered here and in the previous works are nothing but QRFs. In the process, we demonstrate that the description of physical states and observables invoked by Chandrasekaran et al. [arXiv:2206.10780] is equivalent to the Page-Wootters formalism, leading to the informal slogan "PW=CLPW". It is our hope that this paper will help motivate a long overdue union between the QRF and quantum gravity communities. Further details will appear in a companion paper. | 量子重力では、その役割を適切に説明することが重要であると主張されている。 観察者によって演奏されると、オブザーバブルのフォン・ノイマン代数が促進されます。 タイプ III からタイプ II までの特定の時空サブ領域。 これにより、 そのエントロピーを数学的に正確に定義すると、この手順が どのオブザーバーが採用されるかによって異なります。 これを正確にするには、次のことを考慮します。 多くの可能な観察者が存在する設定。 これまでのことを一般化して アプローチでは、さまざまな要素に相対的なサブ領域の密度演算子を導出します。 オブザーバー (およびオブザーバーの任意のコレクションに関連し、任意の グローバルな物理状態)、関連するエントロピーを計算します。 半古典的体制、およびこれを超えるいくつかの特定の例では 政権。 私たちは、個別の観察者によって見られるエントロピーが大幅に変化することがわかりました。 異なる。 私たちの研究では、量子参照の形式主義を広範囲に利用しています。 フレーム (QRF);実際、私たちが指摘するように、こことこの記事で考慮されている「観察者」は、 過去の作品はQRFに過ぎません。 その過程で、私たちは次のことを実証します。 Chandrasekaranらによって呼び出された物理的状態と観測可能なものの記述 アル。 [arXiv:2206.10780] は Page-Wootters 形式主義と同等であり、次のようになります。 非公式スローガン「PW=CLPW」。 この文書がお役に立てば幸いです QRF コミュニティと量子重力コミュニティの間の長い間待ち望まれていた結合を促進します。 詳細については、関連文書に掲載される予定です。 |
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| The weak gravity conjecture posits that there should exist at least one state with a charge-to-mass ratio $q/M>1$, ensuring that an extremal charged black hole can still decay. In this paper, we investigate the corrections to the thermodynamics of Reissner-Nordstr\"om black holes within the framework of effective field theory. The effective action originates from integrating out massless particles, including gravitons, at the one-loop level. We perform a complete thermodynamic analysis for both non-extremal and extremal black holes. For non-extremal black holes, we identify a relationship between the shift in the charge-to-mass ratio and the thermodynamic stability of the black holes. For extremal black holes, we show that quantum gravity effects naturally lead to the super-extremality of charged black holes, which aligns with known results in the literature. | 弱重力予想は、少なくとも 1 つの状態が存在するはずであると仮定します。 電荷対質量比 $q/M>1$ で、極度に帯電した黒色が保証されます。 穴はまだ腐る可能性があります。 この論文では、 の枠組み内でのライスナー・ノルドシュトルオムブラックホールの熱力学 有効場の理論。 効果的なアクションは統合から始まります 1 ループ レベルでの重力子を含む無質量粒子。 私たちは、 非極値ブラック ホールと極値ブラック ホールの両方の完全な熱力学解析。 非極値ブラック ホールについては、次の変化と次の関係を特定します。 ブラックホールの質量電荷比と熱力学的安定性。 極値ブラックホールの場合、量子重力効果が自然に導くことを示します。 帯電ブラックホールの超極限状態まで、既知の現象と一致する 文献に結果が残ります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this work, we show that it is possible to define a classical system associated with a Generalized Uncertainty Principle (GUP) theory via the implementation of a consistent symplectic structure. This provides a solid framework for the classical Hamiltonian formulation of such theories and the study of the dynamics of physical systems in the corresponding deformed phase space. By further characterizing the functions that govern non-commutativity in the configuration space using the algebra of angular momentum, we determine a general form for the rotation generator in these theories and crucially, we show that, under these conditions, unlike what has been previously found in the literature at the quantum level, this requirement does not lead to the superselection of GUP models at the classical level. Finally, we postulate that a properly defined GUP theory can be correctly interpreted classically if and only if the corresponding quantum commutators satisfy the Jacobi identities, identifying those quantization prescriptions for which this holds true. | この研究では、古典的なシステムを定義できることを示します。 一般化不確実性原理 (GUP) 理論と関連付けられています。 一貫したシンプレクティック構造の実装。 これにより固体が得られます このような理論の古典的なハミルトニアン定式化の枠組みと、 対応する変形相における物理システムのダイナミクスの研究 空間。 非可換性を支配する関数をさらに特徴付けることにより、 角運動量の代数を使用して配置空間を決定すると、 これらの理論における回転発生器の一般的な形式、そして重要なことに、 これらの条件下では、これまでに発見されたものとは異なることを示します。 量子レベルの文献では、この要件は、 古典的なレベルでの GUP モデルのスーパーセレクション。 最後に、次のように仮定します。 適切に定義された GUP 理論は、次の場合に古典的に正しく解釈できます。 対応する量子交換子がヤコビ恒等式を満たす場合のみ、 これが当てはまる量子化処方を特定します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Group field theory is a background-independent approach to quantum gravity whose starting point is the definition of a quantum field theory on an auxiliary group manifold (not interpreted as spacetime, but rather as the finite-dimensional configuration space of a single "atom" of geometry). Group field theory models can be seen as an extension of matrix and tensor models by additional data, and are traditionally defined through a functional integral whose perturbative expansion generates a sum over discrete geometries. More recently, some efforts have been directed towards formulations of group field theory based on a Hilbert space and operators, in particular in applications to cosmology. This is an attempt to review some of these formulations and their main ideas, to disentangle these constructions as much as possible from applications and phenomenology, and to put them into a wider context of quantum gravity research. | 群場の理論は、量子重力に対する背景に依存しないアプローチです その出発点は、 補助群多様体 (時空としてではなく、 ジオメトリの単一の「原子」の有限次元構成空間)。 グループ 場の理論モデルは、次のように行列モデルとテンソル モデルの拡張として見ることができます。 追加データであり、従来は関数積分によって定義されていました。 その摂動的な拡張は、離散幾何学上の合計を生成します。 もっと 最近、グループフィールドの定式化にいくつかの取り組みが向けられています。 ヒルベルト空間と演算子に基づく理論、特に 宇宙論。 これは、これらの処方とその処方のいくつかをレビューする試みです。 主なアイデアは、これらの構造を可能な限り解きほぐすことです。 応用と現象学を研究し、それらをより広範な量子の文脈に組み込む 重力の研究。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In scalar-tensor theories it is the two-derivative sigma-model interactions that like to compete at low energies with the two-derivative interactions of General Relativity (GR) $\unicode{x2014}$ at least once the dangerous zero-derivative terms of the scalar potential are suppressed (such as by a shift symmetry). But nontrivial two-derivative interactions require at least two scalars to exist and so never arise in the single-scalar models most commonly explored. Axio-dilaton models provide a well-motivated minimal class of models for which these self-interactions can be explored. We review this class of models and investigate whether these minimal two fields can suffice to describe both Dark Matter and Dark Energy. We find that they can $\unicode{x2014}$ the axion is the Dark Matter and the dilaton is the Dark Energy $\unicode{x2014}$ and that they robustly predict several new phenomena for the CMB and structure formation that can be sought in observations. These include specific types of Dark Energy evolution and small space- and time-dependent changes to particle masses post-recombination that alter the Integrated Sachs-Wolfe effect, cause small changes to structure growth and more. | スカラー テンソル理論では、2 つの導関数シグマ モデルの相互作用です。 の 2 つの微分相互作用を使って低エネルギーで競争することを好みます。 一般相対性理論 (GR) $\unicode{x2014}$ が少なくとも 1 回は危険 スカラー ポテンシャルのゼロ微分項は抑制されます (たとえば、 シフト対称）。 しかし、自明ではない 2 つの導関数相互作用には、少なくとも 2 つのスカラーが存在するため、単一スカラー モデルではほとんど発生しません。 一般的に探索されています。 Axio-dilaton モデルは、モチベーションの高い最小限のクラスを提供します これらの自己相互作用を調査できるモデルの数。 これをレビューします モデルのクラスを調べて、これらの最小限の 2 つのフィールドで十分であるかどうかを調査します。 ダークマターとダークエネルギーの両方について説明します。 できることが分かりました $\unicode{x2014}$ アクシオンは暗黒物質であり、ディラトンは暗黒です Energy $\unicode{x2014}$ と、それらがいくつかの新しい現象を確実に予測すること 観測で求めることができるCMBと構造形成について。 これら 特定の種類のダーク エネルギーの進化と狭い空間が含まれます。 再結合後の粒子質量の時間依存的な変化により、 統合されたサックス・ウルフ効果により、構造の成長に小さな変化を引き起こし、 もっと。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the dominant physical effects of superhorizon fluctuations in a flat FLRW universe, focusing on whether the combined evolution of scalar and tensor adiabatic modes in the near-horizon regime could lead to geometries beyond those predicted by the conventional separate-universe approach. Assuming a matter-dominated universe and working to first order in perturbations but second order in a gradient expansion, we identify modes that are either pure gauge or unsourced, making them observationally irrelevant. This allows us to derive an effective metric that preserves the spatial symmetries of three well-known Bianchi cosmologies, namely, types I, V, and IX. In this framework, scalar perturbations induce spatial curvature, while the shear arises from long-wavelength tensor perturbations. | 私たちは、超地平線変動の支配的な物理的影響を調査します。 フラットな FLRW 宇宙、スカラーと 地平線に近い領域におけるテンソル断熱モードは幾何学を引き起こす可能性がある 従来の別個の宇宙のアプローチによって予測されたものを超えています。 仮定すると 物質が支配する宇宙であり、摂動の中で一次に向かって働いているが、 勾配展開の 2 次では、純粋なモードを識別します。 ゲージまたは出典がないため、観察的には無関係になります。 これにより、次のことが可能になります。 3 つの空間対称性を維持する効果的な計量を導き出す よく知られているビアンキ宇宙論、すなわちタイプ I、V、IX です。 この枠組みでは、 スカラー摂動は空間の湾曲を引き起こしますが、せん断は 長波長テンソル摂動。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In 1972, Geroch, Kronheimer, and Penrose introduced what is now called the causal boundary of a spacetime. This boundary is constructed out of Terminal Indecomposable Past sets (TIPs) and their future analogues (TIFs), which are the pasts and futures of inextendible causal curves. The causal boundary is a key tool to understand the global structure of a spacetime. In this paper, we show that in a spacetime with compact Cauchy surfaces, there is always at least one minimal TIP and one minimal TIF, minimal meaning that it does not contain another TIP (resp.\ TIF) as a proper subset. We then study the implications of the minimal TIP and TIF meeting each other. This condition generalizes some of the "no observer horizon" conditions that have been used in the literature to obtain partial solutions of the Bartnik splitting conjecture. We also show that such a no observer horizons condition is satisfied when the spacetime has a (possibly discrete) timelike conformal symmetry, generalizing a result of Costa e Silva, Flores, and Herrera about conformal Killing vector fields. | 1972 年に、Geroch、Kronheimer、および Penrose は、現在呼ばれているものを導入しました。 時空の因果境界。 この境界はターミナルから構築されます 分解不可能な過去セット (TIP) とその未来の類似物 (TIF)。 無限の因果曲線の過去と未来。 因果関係の境界というのは、 時空のグローバル構造を理解するための重要なツール。 本稿では、 コンパクトなコーシー曲面を持つ時空では、少なくとも次のものが常に存在することを示します。 1 つの最小限の TIP と 1 つの最小限の TIF。 最小限は、次の内容を含まないことを意味します。 適切なサブセットとしての別の TIP (resp.\ TIF)。 次に、次の影響を検討します。 最小限の TIP と TIF が互いに接触します。 この条件は、以下のことを一般化します。 文献で使用されている「観測者なしの地平線」条件。 Bartnik 分割予想の部分解を取得します。 我々もそれを示します このような観察者の地平線が存在しない条件は、時空が (おそらく離散的な) 時間的な等角対称性、コスタの結果を一般化したもの e Silva、Flores、Herrera による等角キリング ベクトル場について。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In the single-field model, the preheating process occurs through self-resonance of inflaton field. We study the nonlinear structures generated during preheating in the $\alpha$-attractor models and monodromy models. The potentials have a power law form $\propto\left|\phi\right|^{2n}$ near the origin and a flat region away from bottom, which are consistent with current cosmological observations. The Floquet analysis shows that potential parameters in monodromy model have a significant influence on the region of resonance bands. Besides we investigate the formation of nonlinear structures, the equation of state and the energy transfer through the (3+1) dimensional lattice simulation. We find that all the models exhibit similar nonlinear dynamics. Furthermore, our analysis reveals that the behavior of the inflation model at small field values, which is governed by the parameter $n$, exerts a more substantial influence on the nonlinear dynamics. The behavior at large field values, controlled by the parameter $q$, has a negligible impact. | 単一フィールド モデルでは、予熱プロセスは次の手順で行われます。 インフレトン場の自己共振。 生成された非線形構造を研究します $\alpha$-attractor モデルとモノドロミー モデルの予熱中。 の ポテンシャルは $\propto\left|\phi\right|^{2n}$ の近くでべき乗則を持ちます。 原点と底部から離れた平らな領域。 これは現在と一致します。 宇宙論的な観測。 Floquet 分析は、潜在的なパラメーターを示しています。 モノドロミーモデルでは共鳴領域に大きな影響を与える バンド。 非線形構造の形成を研究することに加えて、 状態方程式と (3+1) 次元格子を介したエネルギー伝達 シミュレーション。 すべてのモデルが同様の非線形ダイナミクスを示すことがわかりました。 さらに、私たちの分析により、インフレモデルの挙動は次のとおりであることが明らかになりました。 パラメータ $n$ によって制御される小さなフィールド値は、より多くの効果を発揮します。 非線形ダイナミクスに大きな影響を与えます。 広いフィールドでの挙動 パラメータ $q$ によって制御される値の影響は無視できます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the quantum dynamics of de Sitter space formulated as a minisuperspace model with flat spatial hypersurfaces in unimodular gravity, both in the Wheeler-DeWitt approach and in loop quantum cosmology (LQC). Time evolution is defined naturally in unimodular time, which appears as conjugate to the cosmological (integration) constant. We show that requiring unitary time evolution "resolves" the de Sitter horizon where the flat slicing breaks down and leads to strong quantum effects there, even though locally nothing special happens at this surface. For a cosmological constant that is far below the Planck scale, loop quantum gravity corrections do not alter the main results in any substantial way. This model illustrates the fundamental clash between general covariance and unitarity in quantum gravity. | として定式化されたド・ジッター空間の量子力学を研究します。 単モジュール重力における平らな空間超曲面を持つミニ超空間モデル、 Wheeler-DeWitt アプローチとループ量子宇宙論 (LQC) の両方で。 時間 進化は自然に単モジュール時間で定義され、共役として現れる 宇宙論的（積分）定数に。 単位時間が必要であることを示します 進化は、フラットスライスが崩れるド・ジッターの地平線を「解決」する 局所的には特別なことは何もないにもかかわらず、そこで強い量子効果が生じます この表面で起こります。 宇宙定数がはるかに低い場合、 プランクスケール、ループ量子重力補正は、主な結果を変更しません。 実質的な方法なら何でも。 このモデルは、次のような基本的な衝突を示しています。 量子重力における一般的な共分散と単一性。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| One of the main goals of gravitational-wave astrophysics is to study gravity in the strong-field regime and constrain deviations from general relativity (GR). Any such deviation affects not only binary dynamics and gravitational-wave emission but also the structure and tidal properties of compact objects. In the case of neutron stars, masses, radii, and tidal deformabilities can all differ significantly between different theories of gravity. Currently, the measurement uncertainties in neutron star radii and tidal deformabilities are quite large. However, much less is known about how the large uncertainty in the nuclear equation of state (EOS) might affect tests of GR using binary neutron star mergers. Conversely, using the wrong theory of gravity might lead to incorrect constraints on the nuclear EOS. Here, we study this problem within scalar-tensor (ST) theory. We apply the recently derived $\ell = 2$ tidal Love numbers in this theory to parameter estimation of GW170817. Correspondingly, we test if physics beyond GR could bias measurements of the nuclear EOS and neutron star radii. We find that parameter inference for both the GR and ST cases return consistent component masses and tidal deformabilities. The radius and the EOS posteriors, however, differ between the two theories, but neither is excluded by current observational limits. This indicates that measurements of the nuclear EOS may be biased and that deviations from GR could go undetected when analyzing current binary neutron star mergers. | 重力波天体物理学の主な目的の 1 つは重力を研究することです 強磁場領域で一般相対性理論からの逸脱を抑制する (GR)。 このような偏差は、バイナリ ダイナミクスだけでなく、 重力波の放出だけでなく、その構造と潮汐特性も コンパクトなオブジェクト。 中性子星の場合、質量、半径、潮汐 変形能力はすべて、異なる理論間で大きく異なる可能性があります。 重力。 現在、中性子星の半径と中性子星の測定の不確かさは、 潮汐変形能力は非常に大きい。 ただし、その方法についてはほとんど知られていません 核状態方程式（EOS）の大きな不確実性が試験に影響を与える可能性がある 連星中性子星合体を用いたGRの研究。 逆に、間違った理論を使用すると、 重力により、核 EOS に対する誤った制約が生じる可能性があります。 ここで私たちは勉強します この問題はスカラー テンソル (ST) 理論内で解決されます。 最近導出したものを適用します $\ell = 2$ tidal この理論におけるラブ数は、 GW170817。 これに応じて、GR を超えた物理学が測定値にバイアスを与える可能性があるかどうかをテストします。 核 EOS と中性子星の半径の関係。 パラメータ推論は次のとおりであることがわかります。 GR と ST の両方のケースで、一貫した成分質量と潮汐が返されます。 変形能力。 ただし、半径と EOS 事後距離は、 2 つの理論がありますが、どちらも現在の観測限界によって除外されません。 これ 核 EOS の測定には偏りがある可能性があり、 GR からの逸脱は、現在の二元中性子の分析時に検出されない可能性がある スターの合併。 |
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| The connection between classical thermodynamics and black hole horizons is a fundamental topic in gravitational physics, offering a potential pathway to understanding quantum aspects of gravity. However, while black hole mechanics exhibits well-known thermodynamic parallels, a rigorous geometric interpretation of thermodynamic variables directly from the field equations warrants further research. In this manuscript, we present a thermodynamic formulation of the field equations through the decomposition of the Riemann tensor, employing the Geroch-Held-Penrose (GHP) formalism, to clarify a strong correspondence between black hole thermodynamic variables and geometrical quantities derived from horizon geometry. Our analysis reveals an intrinsic connection between the Penrose and Rindler $K$-curvature and the Smarr relation, motivating a revised definition of both trapping gravity and black hole internal energy. Additionally, we derive through this GHP formalism the Smarr formula for the Reissner-N\"ordstrom black hole cointained in an AdS spacetime and we explore the implications of this relationship for black holes with exotic topologies and in the context of extended theories, exemplified by $f(R)$ gravity. These findings suggest a deeper geometrical basis for black hole thermodynamics, potentially advancing our understanding of gravitational energy, horizon entropy, and their significance within quantum gravity frameworks. | 古典的な熱力学とブラック ホールの地平線の間の関係は次のとおりです。 重力物理学の基本的なトピックであり、 重力の量子的側面を理解する。 しかし、ブラックホールの力学が よく知られている熱力学的平行線、厳密な幾何学的関係を示します。 場方程式から直接熱力学変数を解釈 さらなる研究が必要です。 この原稿では、熱力学を紹介します。 リーマン分解による場の方程式の定式化 強い性質を明らかにするために、Geroch-Held-Penrose (GHP) 形式主義を使用するテンソル ブラックホールの熱力学変数と幾何学的変数の間の対応 地平線の幾何学から導出される量。 私たちの分析により、本質的な問題が明らかになりました。 ペンローズとリンドラーの$K$曲率とスマーとの接続 この関係は、トラップ重力と黒の両方の定義の改訂を動機付けています 穴の内部エネルギー。 さらに、この GHP 形式主義を通じて、 AdS に含まれるライスナー ノース オードストローム ブラック ホールのスマートな公式 時空とこの関係がブラックホールに与える影響を調査します エキゾチックなトポロジーと拡張理論のコンテキストで、次のように例示されます。 $f(R)$ 重力。 これらの発見は、黒のより深い幾何学的根拠を示唆しています。 穴の熱力学、重力の理解を前進させる可能性 エネルギー、地平線エントロピー、および量子重力におけるそれらの重要性 フレームワーク。 |
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| By introducing the small noise expansion techniques, we show that the fully nonlinear (non-Markovian) stochastic inflationary system, may be re-cast in terms of an infinite set of Wiener processes (stochastic equations with white noises). As a byproduct, we show that the Starobinsky test field approximation might only provide information about the linear regime of cosmological perturbations and scalar-feld non-Gaussianities might only appear at leading order in slow-roll parameters. | 微小ノイズ拡張技術を導入することにより、完全に 非線形 (非マルコフ) 確率的インフレーション システムは、次のように再キャストされる可能性があります。 ウィーナー過程の無限集合の項 (白色の確率方程式) ノイズ）。 副産物として、スタロビンスキー テスト フィールド近似が次のことを示します。 宇宙論の線形領域に関する情報のみを提供する可能性があります 摂動とスカラー領域の非ガウス性は先頭でのみ現れる可能性があります スローロールパラメータの順序。 |
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| This research delves into the potential existence of traversable wormholes (WHs) within the framework of modified, curvature based gravity. The modification includes linear perturbations of the matter Lagrangian and the trace of the energy-momentum tensor with specific coupling strengths $\alpha$ and $\beta$ and can thus be viewed as a special case of linear $f(R,T)$-gravity with a variable matter coupling or as the simplest additively separable $f(R,\mathcal{L}_m,T)$-model. A thorough examination of static WH solutions is undertaken using a constant redshift function; therefore, our work can be regarded as the first-order approximation of WH theories in $f(R,\mathcal{L}_m,T)$ . The analysis involves deriving WH shape functions based on non-commutative geometry, with a particular focus on Gaussian and Lorentzian matter distributions $\rho$. Constraints on the coupling parameters are developed so that the shape function satisfies both the flaring-out and asymptotic flatness conditions. Moreover, for positive coupling parameters, violating the null energy condition (NEC) at the WH throat $r_0$ demands the presence of exotic matter. For negative couplings, however, we find that exotic matter can be avoided by establishing the upper bound $\beta+\alpha/2<-\frac{1}{\rho r_0^2}-8\pi$. Additionally, the effects of gravitational lensing are explored, revealing the repulsive force of our modified gravity for large negative couplings. Lastly, the stability of the derived WH solutions is verified using the Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) formalism. | この研究は、通過可能なワームホールの潜在的な存在を掘り下げています。 (WH) 修正された曲率ベースの重力の枠組み内。 の 修正には、ラグランジアンと 特定の結合強度を持つエネルギー運動量テンソルのトレース $\alpha$ と $\beta$ なので、線形 $f(R,T)$-重力の特殊なケースとして見ることができます 可変物質結合を使用するか、最も単純な加法分離可能として $f(R,\mathcal{L}_m,T)$-モデル。 静的 WH ソリューションを徹底的に調査することは、 一定の赤方偏移関数を使用して実行されます。 したがって、私たちの仕事は次のようになります。 WH 理論の一次近似とみなされます。 $f(R,\mathcal{L}_m,T)$ .分析には、WH 形状関数の導出が含まれます。 非可換幾何学に基づいており、特にガウスと ローレンツ物質分布 $\rho$。 結合パラメータの制約 形状機能がフレアアウトとフレアアウトの両方を満たすように開発されています。 漸近平坦条件。 さらに、正結合パラメータの場合、 WH スロート $r_0$ でヌル エネルギー条件 (NEC) に違反すると、 エキゾチックな物質の存在。 しかし、負の結合については、エキゾチックなことがわかります。 上限を設定することで問題を回避できる $\beta+\alpha/2<-\frac{1}{\rho r_0^2}-8\pi$。 さらに、次のような効果があります。 重力レンズが研究され、私たちの反発力が明らかになりました。 大きな負の結合のために重力を修正。 最後に、安定性については、 派生した WH ソリューションは、トールマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ (TOV) を使用して検証されます。 形式主義。 |
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| We study the lensing phenomena of the strong gravity regime of five-dimensional charged, equally rotating black holes with a cosmological constant, familiarly known as the Cveti\v c-L\"u-Pope black holes. These black holes are characterized by three observable parameters, the mass $M$, the charge $Q$ and the angular momentum $J$, in addition to the cosmological constant. We investigate the strong gravitational lensing observables, mainly the photon sphere radius, the minimum impact parameter, the deflection angle, the angular size, and the magnification of the relativistic images. We model the $M87$ and $SgrA^*$ for these observables. We also focus on the relativistic time delay effect in the strong-field regime of gravity and the impact of the observable on it. The analytical expressions for the observables of the relativistic images with vanishing angular momentum ($j=0$) are discussed in some detail. We shed a light on the gravitational time delay effect by incorporating the lensing observables. The gravitational time delay has a direct consequence on the photon sphere radius and hence on the quasinormal modes. | 私たちは強い重力領域のレンズ現象を研究します。 宇宙論的な5次元の帯電し、等しく回転するブラックホール 定数であり、Cveti\v c-L\"u-Pope ブラック ホールとしてよく知られています。 これらのブラック ホールは、 穴は、質量 $M$、 宇宙論的な量に加えて $Q$ と角運動量 $J$ を電荷します。 絶え間ない。 私たちは主に、強い重力レンズの観測対象を調査しています。 光子球の半径、最小衝撃パラメータ、偏向角、 相対論的画像の角度サイズと倍率。 私たちはモデルをします これらの観測値の $M87$ と $SgrA^*$。 相対論にも焦点を当てています 重力の強磁場領域における時間遅延効果とその影響 その上で観察可能。 の観測量の分析式 角運動量が消失する相対論的画像 ($j=0$) については、 いくつかの詳細。 私たちは、次の方法で重力の時間遅延効果に光を当てました。 レンズ観測物を組み込んでいます。 重力による時間遅れには、 光子球の半径、したがって準正規に直接影響します。 モード。 |
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| In the absence of a unique, gauge-independent definition of eccentricity in General Relativity, there have been efforts to standardize the definition for Gravitational-Wave astronomy. Recently, Shaikh et al. proposed a model-independent measurement of eccentricity $e_{\mathrm{gw}}$ from the phase evolution of the dominant mode. Many works use loss functions (LFs) to assign eccentricity to a reference waveform, for instance by fitting a Post-Newtonian expression to assign eccentricity to Numerical Relativity (NR) simulations. Therefore, we ask whether minimizing common LFs on gauge-dependent model parameters, such as the mismatch $\mathcal{M}$ or the $L_2$-norm of the dominant mode $h_{22}$ residuals, for non-precessing binaries, ensures a sufficient $e_{\mathrm{gw}}$ agreement. We use $10$ eccentric NR simulations and the eccentric waveform TEOBResumS-Dali as the parametric model to fit on eccentricity $e_0$ and reference frequency $f_0$. We first show that a minimized mismatch, the $\mathcal{M} \sim 10^{-3}- 10^{-2}$ results in better $e_{\mathrm{gw}}$ fractional differences ($\sim 1\%$) than with the minimized $h_{22}$ residuals. Nonetheless, for small eccentricity NR simulations $(e_{\mathrm{gw}} \lesssim 10^{-2}$), the mismatch can favor quasi-circular ($e_0=0$) best-fit models. Thus, with sufficiently long NR simulations, we can include $e_{\mathrm{gw}}$ in the LF. We explain why solely fitting with $e_{\mathrm{gw}}$ constitutes a degenerate problem. To circumvent these limitations, we propose to minimize a convex sum of $\mathcal{M}$ and the $e_{\mathrm{gw}}$ difference to both assign non-zero eccentric values to NR strains and to control the mismatch threshold. | ゲージに依存しない独自の偏心定義が存在しない場合、 一般相対性理論の定義を標準化する取り組みが行われてきました。 重力波天文学。 最近、シャイクら。 を提案した モデルに依存しない位相からの離心率 $e_{\mathrm{gw}}$ の測定 ドミナントモードの進化。 多くの作品では損失関数 (LF) を使用して割り当てを行っています。 たとえばポストニュートン関数をフィッティングすることにより、基準波形に対する離心率を測定します。 数値相対性理論 (NR) シミュレーションに離心率を割り当てるための式。 したがって、ゲージ依存モデルで一般的な LF を最小化するかどうかを尋ねます。 $\mathcal{M}$ の不一致や $L_2$-norm などのパラメータ 非プロセスバイナリのドミナントモード $h_{22}$ 残差は、 十分な $e_{\mathrm{gw}}$ の合意。 $10$の偏心NRシミュレーションを使用します 偏心波形 TEOBResumS-Dali をパラメトリック モデルとして当てはめます。 離心率 $e_0$ と基準周波数 $f_0$ です。 まず次のことを示します。 不一致を最小限に抑えると、 $\mathcal{M} \sim 10^{-3}- 10^{-2}$ の方がより良い結果になります 最小化されたものとの $e_{\mathrm{gw}}$ 小数差 ($\sim 1\%$) $h_{22}$ 残差。 それにもかかわらず、小さな偏心 NR シミュレーションの場合 $(e_{\mathrm{gw}} \lesssim 10^{-2}$)、不一致により準円形が有利になる可能性があります ($e_0=0$) の最適モデル。 したがって、十分に長い NR シミュレーションを使用すると、次のことが可能になります。 LF に $e_{\mathrm{gw}}$ を含めます。 のみに適合する理由を説明します $e_{\mathrm{gw}}$ は退化問題を構成します。 これらを回避するには 制限があるため、$\mathcal{M}$ の凸和を最小化することを提案します。 $e_{\mathrm{gw}}$ の差は両方ともゼロ以外の偏心値を NR に割り当てます ひずみを調整し、ミスマッチ閾値を制御します。 |
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| We point out that the Gaussian wave-packet formalism can serve as a concrete realization of the joint measurement of position and momentum, which is an essential element in understanding Heisenberg's original philosophy of the uncertainty principle, in line with the universal framework of error, disturbance, and their uncertainty relations developed by Lee and Tsutsui. We show that our joint measurement in the Gaussian phase space, being a Positive-Operator-Valued-Measure (POVM) measurement, smoothly interpolates between the projective measurements of position and momentum. We, for the first time, have obtained the Lee-Tsutsui (LT) error and the refined Lee error for the position-momentum measurement. We find that the LT uncertainty relation becomes trivial, 0 = 0, in the limiting case of projective measurement of either position or momentum. Remarkably, in contrast to the LT relation, the refined Lee uncertainty relation, which assesses errors for local representability, provides a constant lower bound unaffected by these limits and is invariably saturated, for a pure Gaussian initial state. The obtained lower bound is in agreement with Heisenberg's value. | ガウス波束形式主義は具体的なものとして機能する可能性があることを指摘します。 位置と運動量の共同測定を実現します。 ハイゼンベルクの本来の哲学を理解する上で不可欠な要素 不確実性原理は、誤差の普遍的な枠組みに沿って、 騒動、そしてリーと筒井によって展開された彼らの不確実な関係。 私たちは ガウス位相空間での共同測定が次のとおりであることを示します。 正の演算子値測定 (POVM) 測定、スムーズに補間 位置と運動量の射影測定値の間。 私たちは、まず、 時間、Lee-Tsutsui (LT) 誤差と洗練された Lee 誤差を取得しました。 位置と運動量の測定。 LT の不確実性関係が次のとおりであることがわかります。 の射影測定の限定的なケースでは、自明、0 = 0 になります。 位置とか勢いとか。 注目すべきことに、LT 関係とは対照的に、 Lee による洗練された不確実性関係。 局所的な誤差を評価します。 表現可能性、これらの制限の影響を受けない一定の下限を提供します 純粋なガウス初期状態では常に飽和します。 得られたもの 下限はハイゼンベルクの値と一致します。 |
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| Gravitational wave (GW) astronomy has opened a new window into the universe, enabling the study of extreme astrophysical phenomena that are otherwise obscured in traditional electromagnetic observations. While global efforts have predominantly focused on low- and mid-frequency GW detection, the high-frequency regime, particularly in the kilohertz (kHz) range, remains underexplored despite its potential to reveal critical insights into compact binary mergers, neutron star physics, and other exotic astrophysical sources. In this context, the Beijing Normal University (BNU) prototype represents a pioneering effort to develop a dedicated kHz GW detector. Featuring a 12-meter L-shaped resonator within a two-arm vacuum system, the BNU prototype is designed to test innovative configurations and address key technical challenges for kHz GW detection. Beyond its primary focus on being a technology testbed and demonstrator for kHz detection, the prototype is also being evaluated for its own sensitivity in the megahertz (MHz) range, offering the potential to explore even higher-frequency signals from e.g., primordial black holes and geontropic fluctuations. This paper provides a comprehensive overview of the BNU prototype, detailing its design, key components, and scientific objectives. | 重力波 (GW) 天文学は宇宙への新しい窓を開きました。 他の方法では不可能な極端な天体物理現象の研究を可能にする 従来の電磁観測では不明瞭でした。 世界的な取り組みが行われている一方で、 主に低周波数および中周波数の GW 検出に焦点を当てています。 高周波領域、特にキロヘルツ (kHz) 範囲の領域は依然として残っています。 コンパクトに関する重要な洞察を明らかにする可能性があるにもかかわらず、十分に探求されていません。 連星合体、中性子星物理学、その他のエキゾチックな天体物理学的情報源。 この文脈において、北京師範大学 (BNU) のプロトタイプは、 専用の kHz GW 検出器を開発する先駆的な取り組み。 12メートルを搭載 2 アーム真空システム内の L 字型共振器である BNU プロトタイプは、 革新的な構成をテストし、主要な技術的課題に対処するように設計されています kHz GW検出用。 テクノロジーのテストベッドであるという主な焦点を超えて kHz 検出のデモンストレーターと同様に、プロトタイプの評価も行われています。 メガヘルツ (MHz) 範囲の独自の感度を備えており、 原始ブラックホールなどからのさらに高い周波数の信号を探査します。 地温変動。 この文書では、 BNU プロトタイプ、その設計、主要コンポーネント、科学的目的の詳細。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this note, we prove the Riemannian analog of black hole mode stability for Hermitian, non-self-dual gravitational instantons which are either asymptotically locally flat (ALF) and Ricci-flat, or compact and Einstein with positive cosmological constant. We show that the Teukolsky equation on any such manifold is a positive definite operator. We also discuss the compatibility of the results with the existence of negative modes associated to variational instabilities. | このノートでは、ブラック ホール モードの安定性のリーマン類似体を証明します。 エルミートの非自己双対重力インスタントンは、次のいずれかです。 漸近局所フラット (ALF) とリッチフラット、またはコンパクトとアインシュタイン 正の宇宙定数。 我々は、そのようなものについてのトイコルスキー方程式が成り立つことを示します。 多様体は正定値演算子です。 の互換性についても説明します。 変分に関連する負のモードが存在する結果 不安定。 |
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| Recent evidence for stochastic gravitational waves reported by pulsar timing array (PTA) collaborations might open a new window for studying cosmology and astrophysical phenomena. In addition to signals from gravitational waves, there is motivation to explore residual signals from oscillating dark matter, which might partially comprise the galactic halo. We investigate fluctuations in pulsar timing originating from the coherent oscillation of scalar dark matter up to the subleading-order correction of $\mathcal{O}(k/m)$, as well as from acoustic oscillations of non-adiabatic perfect fluid dark matter. Both types of dark matter can induce the Newtonian potential and curvature perturbations, thereby affecting pulsar timing. We show distinctive signatures in pulsar timing residuals and angular correlations in the PTA frequency band and considering the known distances of pulsars. For scalar dark matter, both the timing residuals and the angular correlation are sensitive to small variations in the distance, $\delta L$, due to the subleading-order correction of $\mathcal{O}(k/m)$. In contrast, for perfect fluid dark matter, it is insensitive to the $\delta L$. For deterministic sources from scalar dark matter, the distance of a pulsar has influence on the degree of directional dependence of timing residuals, significantly. For stochastic sources from perfect fluid dark matter, the angular correlation tends to a constant and enhances only when the pulsar pair is very close to each other. In this sense, perfect fluid dark matter is shown to be a more suitable physical origin for monopolar signals in angular correlations compared to the scalar dark matter. | パルサーのタイミングによって報告された確率的重力波の最近の証拠 アレイ (PTA) のコラボレーションは、宇宙論と研究の新しい窓を開くかもしれません。 天体物理現象。 重力波からの信号に加えて、 振動する暗黒物質からの残留信号を調査する動機です。 銀河のハローを部分的に構成している可能性があります。 の変動を調べます。 スカラー暗黒物質のコヒーレント振動から生じるパルサーのタイミング $\mathcal{O}(k/m)$ のサブリーディング次数補正まで、および 非断熱完全流体暗黒物質の音響振動。 両方のタイプの 暗黒物質はニュートンポテンシャルと曲率摂動を引き起こす可能性があります。 それによりパルサーのタイミングに影響を与えます。 パルサーでは特徴的なサインを示します PTA 周波数帯域におけるタイミング残差と角度相関、および パルサーの既知の距離を考慮します。 スカラー暗黒物質の場合、両方とも タイミング残差と角度相関は小さな変動に敏感です 距離 $\delta L$ では、サブリーディング次数補正により、 $\mathcal{O}(k/m)$。 対照的に、完全な流体の暗黒物質の場合、次のようになります。 $\delta L$ の影響を受けません。 スカラーダークからの決定論的ソースの場合 実際、パルサーの距離は指向性の程度に影響します。 タイミング残差の依存性が大きくなります。 確率的ソースの場合 完全な流体の暗黒物質では、角度相関は一定になる傾向があり、 パルサーペアが互いに非常に近い場合にのみ強化されます。 この意味で、 完全な流体の暗黒物質は、より適切な物理的起源であることが示されています。 スカラー暗黒物質と比較した角度相関の単極信号。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The information about lensed gravitational waves is encapsulated by an amplification factor, which is calculated by an integration of an oscillatory function. The Born approximation, which has been studied in terms of wave optics in gravitational lensing, may provide a means of overcoming the difficulty in evaluating the oscillating function and better understanding the connection between the amplification factor and the lens mass distribution. In this paper, we revisit the Born approximation for a single lens plane. We find that the distortion of gravitational waves induced by wave optics gravitational lensing is in general connected with the mass distribution of the lens object through a convolution integral, where the scale of the kernel is determined by the Fresnel scale. We then study the validity and accuracy of the Born approximation specifically for the case of a point mass lens for which the exact analytical expression of the amplification factor is available. Using the dimensionless parameter $y$, which represents the normalized impact parameter, and the dimensionless parameter $w$, which denotes the normalized frequency, we show that the $n$-th term of the Born approximation scales as $y^{-2}w^{n-1}$. This indicates that, for the case of a point mass lens, the Born approximation is valid when $w$ is less than 1, with its accuracy scaling as $wy^{-2}$ in this regime. | レンズ重力波に関する情報は、 増幅率。 振動の積分によって計算されます。 関数。 波の観点から研究されたボルン近似 重力レンズの光学は、問題を克服する手段を提供する可能性があります。 振動関数を評価し、振動関数をより深く理解することは困難です。 増幅率とレンズの質量分布との関係。 で この論文では、単一レンズ平面のボルン近似を再検討します。 私たちは見つけます 波動光学重力によって引き起こされる重力波の歪み レンズ効果は一般にレンズ物体の質量分布と関係しています。 畳み込み積分を通じて、カーネルのスケールは次のように決定されます。 フレネルスケール。 次に、Born の有効性と正確性を研究します。 特に点質量レンズの場合の近似。 増幅率の正確な分析表現が利用可能です。 を使用して、 正規化された衝撃パラメータを表す無次元パラメータ $y$、 そして正規化された周波数を表す無次元パラメータ $w$ は、 Born 近似の $n$ 番目の項が $y^{-2}w^{n-1}$ としてスケールされることを示します。 これは、点質量レンズの場合、ボルン近似が $w$ が 1 未満の場合に有効であり、その精度は $wy^{-2}$ としてスケーリングされます。 この体制。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| It's been argued that a finite effective temperature emerges and characterizes the thermal property of double-scaled SYK model in the infinite temperature limit \cite{Lin:2022nss}. Meanwhile, in the static patch of de Sitter, the maximally entangled state satisfies a KMS condition at infinite temperature \cite{Witten:2023xze}, suggesting the Type II$_1$ nature of the observable algebra gravitationally dressed to the observer. In this work, we analyze the double-scaled algebra generated by chord operators in the double-scaled SYK model and demonstrate that it exhibits features reflecting both perspectives. Specifically, we prove that the algebra is a Type II$_1$ factor, and that the empty state with no chord satisfies the tracial property, in agreement with expectations from \cite{Lin:2022rbf}. We further show that this state is cyclic and separating for the double-scaled algebra, based on which we explore its modular structure. We then explore various physical limits of the theory, drawing connections to JT gravity, the Hilbert space of baby universes, and Brownian double-scaled SYK. We also present analytic solutions to the energy spectrum in both the zero- and one-particle sectors of the left/right chord Hamiltonian. | 有限の実効温度が出現し、 無限におけるダブルスケールSYKモデルの熱特性を特徴付ける 温度制限 \cite{Lin:2022nss}。 一方、de の静的パッチでは、 シッター、最大量子もつれ状態は無限大で KMS 条件を満たします。 温度 \cite{Witten:2023xze}、タイプ II$_1$ の性質を示唆しています。 観測可能な代数は観測者に重力的に着せ替えられる。 この作品で私たちは、 コード演算子によって生成されたダブルスケール代数を分析します。 2 倍スケールの SYK モデルを作成し、それが反映された特徴を示すことを実証します。 両方の視点。 具体的には、代数がタイプ II$_1$ であることを証明します。 因子を持たず、和音のない空の状態が軌跡特性を満たすこと、 \cite{Lin:2022rbf} の期待に同意します。 さらに次のことを示します この状態は、ダブルスケール代数では循環的であり、分離しています。 そのモジュール構造を調査します。 次に、さまざまな物理的限界を調査します JT重力、赤ちゃんのヒルベルト空間とのつながりを描く理論 宇宙、およびブラウン二重スケール SYK。 分析ソリューションも紹介します のゼロ粒子セクターと 1 粒子セクターの両方のエネルギースペクトルに 左右の和音ハミルトニアン。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the degrees of freedom in New General Relativity -- flat and metric compatible family of theories -- around the Minkowski background in a gauge invariant manner. First, we confirm the decoupling case, in which the theory reduces to linearized gravity plus a massless KR field. We then show that, unless they vanish, the vector modes of this theory will be unstable. In addition, we find two new branches of the theories, which are instability-free and propagate linearly two tensor modes and in one of the cases also a massless scalar field. This shows that while the generic theory is ill-behaved, there are three possible realizations of instability-free cases, in contradiction to the previous literature, which states that there is only one healthy theory in addition to general relativity. | 私たちは新一般相対性理論における自由度 - フラットとメトリックを研究します 互換性のある一連の理論 -- ゲージ内のミンコフスキーの背景を中心に 変わらないやり方。 まず、デカップリングのケースを確認します。 線形化された重力と質量のない KR フィールドに減少します。 次に、次のことを示します。 それらが消滅しない限り、この理論のベクトルモードは不安定になります。 で さらに、不安定性のない理論の 2 つの新しい分岐が見つかりました。 2 つのテンソル モードと、そのうちの 1 つのケースでは質量のないモードを線形に伝播します。 スカラーフィールド。 これは、一般理論が行儀が悪い一方で、 は、不安定性のないケースの 3 つの実現可能性ですが、 以前の文献では、健全な理論は 1 つだけであると述べられています。 一般相対性理論に加えて。 |
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| We prove that the intrinsic geometry of compact cross-sections of any vacuum extremal horizon must admit a Killing vector field. If the cross-sections are two-dimensional spheres, this implies that the most general solution is the extremal Kerr horizon and completes the classification of the associated near-horizon geometries. The same results hold with a cosmological constant. Furthermore, we also deduce that any non-trivial vacuum near-horizon geometry, with a non-positive cosmological constant, must have a Lie algebra of Killing vector fields that contains $\mathfrak{sl}(2)\times \mathfrak{u}(1)$ in all dimensions under no symmetry assumptions. We also show that, if the cross-sections are two-dimensional, the horizon Einstein equation is equivalent to a single fourth order PDE for the K\"ahler potential, and that this equation is explicitly solvable on the sphere if the corresponding metric admits a Killing vector. | 私たちは、あらゆる真空のコンパクトな断面の固有の幾何学的形状が存在することを証明します。 極端な地平線はキリング ベクトル フィールドを許容しなければなりません。 断面が これは、最も一般的な解決策が次のことを意味します。 極値のカーの地平線と、関連するカーの分類を完了します。 地平線に近いジオメトリ。 同じ結果が宇宙定数にも当てはまります。 さらに、自明ではない真空の地平線に近い幾何学形状は、 非正の宇宙定数を持つ場合は、キリングのリー代数を持たなければなりません すべてに $\mathfrak{sl}(2)\times \mathfrak{u}(1)$ を含むベクトル場 対称性を仮定しない場合の寸法。 また、 断面は 2 次元、地平線はアインシュタイン方程式と等価です K アーラー ポテンシャルの単一の 4 次偏微分方程式に変換し、この方程式が 対応する計量が許容する場合、球面上で明示的に解決可能です。 ベクターを殺害します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present analytical expressions for the fluxes of energy and angular momentum from a point mass on an inclined spherical orbit about a Kerr black hole. The expressions are obtained using the method of Mano, Suzuki and Takasugi to construct analytical solutions of the Teukolsky equation, and are given as post-Newtonian expansions valid through 12PN, with arbitrary values for the inclination parameter $x$ and black hole spin $a$. We characterize the structure of the PN expansions in terms of their dependence on $x$ and $a$, and we validate our results against numerical calculations. | エネルギーと角度の流れの解析式を示します。 カーブラックの周りの傾斜した球面軌道上の点質量からの運動量 穴。 式は真野、鈴木、およびの方法を使用して得られます。 高杉はトイコルスキー方程式の解析解を構築し、 12PN まで有効なポストニュートン展開として与えられ、任意の値が与えられます。 傾斜パラメータ $x$ とブラック ホールのスピン $a$ について。 私たちは、 $x$ と $a$ への依存性に関する PN 拡張の構造、および 数値計算に対して結果を検証します。 |
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| In this study, we explore the influence of quantum gravitational corrections, derived from Loop Quantum Gravity (LQG), on the efficiency of the magnetic Penrose process (MPP) in black hole (BH) environments. We begin by analyzing the rotating Loop Quantum Black Hole (LQBH) metric, describing the structure of the event horizon and ergosphere as functions of the quantum parameter $\epsilon = \gamma \delta$, with $\gamma$ representing the Immirzi parameter and $\delta$ the polymeric parameter, and the spin parameter $a$. These modifications provide a novel setting for exploring the dynamics of charged particles near the LQBH and evaluating the resultant energy extraction through the MPP. Interestingly, for a given value of the LQBH parameter $a$, we observe that the ergosphere region of the LQBH exhibits a more intricate structure compared to its classical counterpart, the Kerr BH, as $\epsilon$ increases. Furthermore, we find that the overall efficiency of the process decreases with $\epsilon$ that decreases $a_{max}$, again in contrast to the Kerr BH, where efficiency rises with an increasing $a$. Our analysis also extends to astrophysical contexts, applying constraints on the mass and magnetic field of LQBHs for astrophysical BH candidates, including SgrA*, M87*, NGC 1052, and BZ (Blandford and Znajek sources, i.e., supermassive BHs with masses around $10^9 M_\odot$ and magnetic fields in the range $10^3-10^4 \text{G}$). We assess these sources as potential accelerators of high-energy protons across different values of the quantum parameter $\epsilon$. Additionally, we examine how variations in the magnetic field strength $B$ and quantum corrections impact the energy of protons accelerated from M87$^{\star}$ and Sgr A$^{\star}$ following beta decay. | この研究では、量子重力補正の影響を調査します。 磁気の効率に関するループ量子重力 (LQG) から導き出された ブラック ホール (BH) 環境におけるペンローズ プロセス (MPP)。 まずは分析から始めます 回転ループ量子ブラック ホール (LQBH) メトリック。 量子パラメータの関数としての事象の地平線とエルゴスフィア $\epsilon = \gamma \delta$、$\gamma$ は Immirzi パラメータを表します $\delta$ はポリマーパラメータ、$a$ はスピンパラメータです。 これら 変更により、帯電のダイナミクスを探索するための新しい設定が提供されます。 LQBH 付近の粒子を観察し、その結果得られるエネルギー抽出を評価する MPP。 興味深いことに、LQBH パラメーター $a$ の特定の値について、次のことが観察されます。 LQBH のエルゴスフェア領域はより複雑な構造を示している $\epsilon$ が増加するにつれて、古典的な対応物である Kerr BH と比較されます。 さらに、プロセスの全体的な効率は次のように低下することがわかりました。 $\epsilon$ は $a_{max}$ を減少させますが、これも Kerr BH とは対照的です。 $a$ が増加すると効率が上がります。 私たちの分析は以下にも及びます 天体物理学の文脈、質量と磁場に制約を適用する 天体物理学 BH 候補の LQBH (SgrA*、M87*、NGC 1052、BZ など) (ブランドフォードとズナジェクの情報源、つまり質量が $10^9 程度の超大質量 BH M_\odot$ と範囲 $10^3-10^4 \text{G}$) の磁場。 評価します これらの線源は、さまざまな場所にわたる高エネルギー陽子の潜在的な加速器として機能します。 量子パラメータ $\epsilon$ の値。 さらに、どのようにして 磁場強度$B$の変化と量子補正の影響 M87$^{\star}$とSgr A$^{\star}$から加速された陽子のエネルギー ベータ崩壊に続いて。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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The properties of a star with constant positive energy density inside (as for
the Schwarzschild interior geometry) and a negative pressure are investigated,
using a static conformally flat spacetime. Because of the negative pressure,
the gravitational field inside is repulsive. Ricci and Kretschmann curvature
invariants are finite. The energy conditions for the stress tensor of the
perfect fluid are satisfied, excepting the strong energy condition which is not
obeyed for $r| 内部に一定の正のエネルギー密度を持つ星の性質 (
シュヴァルツシルトの内部幾何学) と負圧が調査され、
静的で等角的に平坦な時空を使用します。 負圧のせいで、
内部の重力場は反発的です。 リッチとクレッチマンの曲率
不変量は有限です。 の応力テンソルのエネルギー条件
完全な流体は満たされますが、強いエネルギー条件は満たされません。
$r | |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Analytic continuations of holographic entanglement entropy in which the boundary subregion extends along a timelike direction have brought a promise of a novel, time-centric probe of the emergence of spacetime. We propose that the bulk carriers of this holographic timelike entanglement entropy are boundary-anchored extremal surfaces probing analytic continuation of holographic spacetimes into complex coordinates. This proposal not only provides a geometric interpretation of all the known cases obtained by direct analytic continuation of closed-form expressions of holographic entanglement entropy of a strip subregion but crucially also opens a window to study holographic timelike entanglement entropy in full generality. We initialize the investigation of complex extremal surfaces anchored on a timelike strip at the boundary of anti-de Sitter black branes. We find multiple complex extremal surfaces and discuss possible principles singling out the physical contribution. | ホログラフィックエンタングルメントエントロピーの解析的継続。 時間的な方向に沿って広がる境界部分領域は、次のような約束をもたらしました。 時空の出現を探る斬新で時間中心の探査機。 私たちは次のように提案します。 このホログラフィックな時間的なもつれエントロピーのバルクキャリアは、 境界に固定された極表面の解析的継続を探る ホログラフィック時空を複雑な座標に変換します。 この提案だけではなく、 直接的に得られたすべての既知のケースの幾何学的解釈を提供します。 ホログラフィックエンタングルメントの閉じた形式の表現の分析的継続 ストリップサブ領域のエントロピーだけでなく、決定的に研究の窓も開きます 完全に一般的なホログラフィックの時間的なもつれエントロピー。 初期化します 時間的なストリップに固定された複雑な極表面の調査 対ド・ジッター黒ブレーンの境界。 複数の複素極値を見つける 物理的なものを取り出して考えられる原理を表面化し、議論する 貢献。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| By taking large mass and charge limit of a black hole in string theory we can create arbitrarily large regions where the space-time is approximately flat, but the moduli fields take values different from their asymptotic values. In this paper we describe a special case of this where black hole solutions in a four dimensional string theory, in the large mass and charge limit, can have an arbitrarily large region outside the horizon where a local observer will experience type IIA string theory in flat ten dimensional space-time. The curvature and other field strengths remain small everywhere between the asymptotic four dimensional observer and the ten dimensional region. By going to a different region of space, we can also get a large region where a local observer experiences M-theory in flat eleven dimensional space-time. By taking another solution in the same theory, one can create an arbitrarily large region where a local observer will experience type IIB string theory in flat ten dimensional space-time. | 超弦理論でブラック ホールの大きな質量と電荷の限界を考慮すると、次のことができます。 時空がほぼ平坦な任意の大きな領域を作成し、 ただし、モジュライフィールドは漸近値とは異なる値を取ります。 で この論文では、ブラック ホールを解決する特別なケースについて説明します。 四次元ひも理論では、大きな質量と電荷の限界において、 地元の観測者が観測できる地平線の外側の任意の大きな領域。 フラット 10 次元時空でタイプ IIA 弦理論を体験します。 の 曲率やその他の場の強さは、 漸近的な 4 次元観察者と 10 次元領域。 行くことで 空間の別の領域に、ローカルな領域が存在する大きな領域を取得することもできます。 観察者は平坦な 11 次元時空で M 理論を体験します。 摂取することで 同じ理論の別の解決策では、任意に大きな領域を作成できます。 地元の観察者がフラットテンでタイプ IIB の弦理論を体験する場所 次元の時空。 |