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| Original Text | 日本語訳 |
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| In A&A 412, 35 (2003) Blanchard, Douspis, Rowan-Robinson, and Sarkar (BDRS) slightly modified the primordial fluctuation spectrum and produced an excellent fit to WMAP's CMB power spectrum for an Einstein-de Sitter (EdS) universe, bypassing dark energy. Curiously, they obtained a Hubble value of $H_0\approx46$, in sharp conflict with the canonical range $H_0\sim67-73$. However, we will demonstrate that the reduced value of $H_0\approx46$ achieved by BDRS is fully compatible with the use of variable speed of light in analyzing the late-time cosmic acceleration observed in Type Ia supernovae (SNeIa). In Phys. Lett. B 862, 139357 (2025) we uncovered a hidden aspect in a generic class of scale-invariant actions: the dynamics of the dilaton can induce a variation in the speed of light as $c\propto\chi^{1/2}$, causing $c$ to vary alongside $\chi$ across spacetime. For an EdS universe with varying $c$, besides the effects of cosmic expansion, light waves emitted from distant SNeIa are further subject to a refraction effect, which alters the Lemaitre redshift relation to $1+z=a^{-3/2}$. Based on this new formula, we achieve a fit to the SNeIa Pantheon Catalog exceeding the quality of the $\Lambda$CDM model. Crucially, our approach does not require dark energy and produces $H_0=47.2$ in strong alignment with the BDRS finding of $H_0\approx46$. Hence, BDRS's analysis of the (early-time) CMB power spectrum and our variable-$c$ analysis of the (late-time) Hubble diagram of SNeIa fully agree on two counts: (i) the dark energy hypothesis is avoided, and (ii) $H_0$ is reduced to $\sim47$, which also yields an age $t_0=2/(3H_0)=13.8$ Gy for an EdS universe, without requiring dark energy. Most importantly, we will demonstrate that the late-time acceleration can be attributed to the declining speed of light in an expanding EdS universe, rather than to a dark energy component. | A&A 412, 35 (2003) において、Blanchard、Douspis、Rowan-Robinson、Sarkar (BDRS) 原始ゆらぎスペクトルをわずかに変更し、優れたスペクトルを生成しました。 アインシュタイン・デ・ジッター (EdS) 宇宙の WMAP の CMB パワー スペクトルに適合し、 ダークエネルギーを回避します。 興味深いことに、彼らは次のハッブル値を取得しました。 $H_0\about46$、正規範囲 $H_0\sim67-73$ と大きく矛盾します。 ただし、$H_0\about46$ の削減された値が達成されることを示します。 BDRS による光の可変速度の使用と完全に互換性があります。 Ia 型超新星で観測された後期の宇宙加速の分析 (SNeIa)。 物理学では。 レット。 B 862, 139357 (2025) 私たちは、あるものの隠された側面を明らかにしました。 スケール不変アクションの汎用クラス: ダイラトンのダイナミクス $c\propto\chi^{1/2}$ として光速度の変化を引き起こし、$c$ を引き起こします $\chi$ とともに時空を超えて変化します。 さまざまなEdSユニバースの場合 $c$、宇宙膨張の影響に加えて、遠くから放射される光波 SNeIa はさらに屈折効果を受け、ルメートル度が変化します。 $1+z=a^{-3/2}$ に対する赤方偏移の関係。 この新しい式に基づいて、次のことを達成します。 $\Lambda$CDM の品質を超えて SNeIa Pantheon カタログに適合 モデル。 重要なのは、私たちのアプローチはダークエネルギーを必要とせず、 $H_0=47.2$ は、BDRS の結果である $H_0\about46$ と強く一致しています。 したがって、 BDRS による (初期の) CMB パワー スペクトルの分析と変数 $c$ SNeIa の (最新の) ハッブル図の分析は、次の 2 つの点で完全に一致しています。 (i) ダークエネルギー仮説は回避され、(ii) $H_0$ は次のように削減されます。 $\sim47$ は、EdS 宇宙の年齢 $t_0=2/(3H_0)=13.8$ Gy も求めます。 ダークエネルギーを必要とせずに。 最も重要なことは、 遅い時間の加速は、宇宙での光速度の低下に起因すると考えられます。 ダークエネルギーコンポーネントではなく、EdS の世界を拡大します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We construct Barrow holographic dark energy with varying exponent. Such an energy-scale-dependent behavior is typical in quantum field theory and quantum gravity under renormalization group considerations, however in the present scenario it has an additional justification, since in realistic cases one expects that Barrow entropy quantum-gravitational effects to be stronger at early times and to smooth out and disappear at late times. We impose specific, redshift-dependent ans\"{a}tze for the Barrow running exponent, such as the linear, CPL-like, exponential, and trigonometric ones, and we investigate their cosmological behavior. We show that we can recover the standard thermal history of the universe, with the sequence of matter and dark energy epochs, in which the transition from deceleration to acceleration happens at $z\approx 0.65$, in agreement with observations. In the most realistic case of hyperbolic tangent ansatz, in which we can easily bound Barrow exponent inside its theoretically determined bounds 0 and 1 for all redshifts, we see that the dark-energy equation-of-state parameter can be quintessence like, or experience the phantom-divide crossing, while in the future it can either tend to the cosmological constant value or start increasing again. All these features reveal that Barrow holographic dark energy with varying exponent is not only theoretically more justified than the standard, constant-exponent case, but it leads to richer cosmological behavior too. | さまざまな指数を使用してバロー ホログラフィック ダーク エネルギーを構築します。 そんな エネルギースケールに依存する挙動は場の量子論と量子論では典型的である 繰り込み群を考慮した重力ですが、現在では 現実的なケースでは、次のような理由が考えられます。 バローのエントロピー量子重力効果は、 早い時間には滑らかになり、遅い時間には消えます。 私たちは具体的な、 Barrow 実行指数の redshift 依存の答え。 線形、CPL のようなもの、指数関数、および三角関数を調査し、それらを調査します。 宇宙論的な振る舞い。 標準的な熱履歴を復元できることを示します 一連の物質と暗黒エネルギーの時代を伴う宇宙の、 減速から加速への移行は $z\約 0.65$ で発生します。 観察との一致。 双曲線正接の最も現実的な場合 ansatz では、理論的にバロー指数をその内部に簡単に結合できます。 すべての赤方偏移の境界 0 と 1 を決定すると、暗黒エネルギーが 状態方程式パラメータは真髄のようなものであることも、 幻の分断を越える一方で、将来的には、 宇宙論的定数値または再び増加し始めます。 これらすべての機能 さまざまな指数を持つバローのホログラフィックダークエネルギーは、単なるものではないことを明らかにします。 理論的には、標準的な定数指数の場合よりも正当化されますが、 より豊かな宇宙論的挙動にもつながります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We apply the tetrad formalism to derive the general covariant Dirac equation in the Newman-Unti-Tamburino spacetime. After separating the variables, we get the system of two differential equations for angular functions and the system of four differential equations for radial functions. Solutions of the angular equations give the NUT charge-dependent quantization rule for the angular separation constant. As a result of studying the radial equations, the effects of NUT charge are described analytically in the particle-antiparticle production on the outer horizon. Also the scattering resonances with imaginary energies are found for the massless fermion. The particular case of extremal NUT black hole with a single horizon, when the Bekenstein-Hawking entropy vanishes identically, is considered. | 四進形式を適用して一般共変ディラック方程式を導き出します。 ニューマン・ウンティ・タンブリーノ時空の中で。 変数を分離すると、次のようになります。 角度関数の 2 つの微分方程式系とその系 動径関数の 4 つの微分方程式。 角度の解決策 方程式は、角度に対する NUT の電荷依存量子化規則を与えます。 分離定数。 動径方程式を検討した結果、次のような効果が得られます。 NUT の電荷は粒子-反粒子で分析的に記述されます 外側の地平線での生産。 虚数との散乱共鳴も エネルギーは質量のないフェルミオンに見出されます。 極端な特殊なケース ベケンシュタイン・ホーキングエントロピーが存在するとき、単一の地平線を持つ NUT ブラックホール 同様に消えると考えられます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We compute correlation functions of the primordial density perturbations when they couple to a gapless, strongly coupled sector of spectator fields -- ``unparticles" -- during inflation. We first derive a four-point function of conformally coupled scalars for all kinematic configurations in de Sitter, which exchanges an unparticle at tree-level, by performing direct integration using the Mellin-Barnes method. To obtain inflationary bispectra and trispectra, we apply weight-shifting operators to the conformally coupled scalar correlator. We show that the correlators solve differential equations determined by the additional symmetries enjoyed by the unparticle propagator. Based on these differential equations, we are able to discuss the spinning-unparticle exchanges, focusing on two possible cases where the currents or the stress tensor of unparticles are coupled to inflatons, with the help of spin-raising operators. Finally, we study the phenomenology of the resulting shape functions. Depending on the value of the unparticle scaling dimension, we classify three characteristic shapes for the inflationary bispectra, including near-equilateral, near-orthogonal, and a novel shape which appears when the scaling dimensions are close to half-integers. More generally, we find that the leading order squeezed limits are insufficient to conclusively determine the detection of a light particle or unparticle. Only the full shapes of bispectra and trispectra can break this degeneracy. | 次の場合に原始密度摂動の相関関数を計算します。 それらはギャップのない、強く結合した観客フィールドのセクターに結合します。 「非粒子」 -- インフレーション中 まず、次の 4 点関数を導出します。 de Sitter のすべての運動学的構成に対する等角結合スカラー、 直接積分を実行することにより、ツリーレベルで非粒子を交換します。 メリン・バーンズ法を使用します。 インフレーションバイスペクトルを取得するには、 トライスペクトルでは、共形結合したものに重みシフト演算子を適用します。 スカラー相関器。 相関器が微分方程式を解くことを示します 非粒子プロパゲータによって享受される追加の対称性によって決定されます。 これらの微分方程式に基づいて、次のことを議論できます。 回転と非粒子の交換。 考えられる 2 つのケースに焦点を当てます。 電流または非粒子の応力テンソルはインフレトンに結合されます。 スピンレイジングオペレーターの助け。 最後に、現象学を研究します。 結果として得られる形状関数。 非パーティクル スケーリングの値に応じて 次元では、インフレの 3 つの特徴的な形状を分類します。 ほぼ等辺、ほぼ直交、および新しい形状を含むバイスペクトル。 スケーリング次元が半整数に近い場合に表示されます。 より一般的には、 主要なオーダーの絞り込まれた制限では、最終的には不十分であることがわかりました。 光粒子または非粒子の検出を決定します。 完全な形のみ バイスペクトルとトライスペクトルを使用すると、この退化を打破できます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper, we study the periodic orbits, characterized by zoom-whirl behavior, around a Schwarzschild-like black hole (BH) embedded within a Dehnen-type dark matter (DM) halo. We demonstrate how the DM halo modifies the gravitational dynamics of the black hole, influencing the energy and angular momentum of timelike particle geodesics and enhancing their interaction with the BH. We determine the radii of the marginally bound orbits (MBOs) and innermost stable circular orbits (ISCOs), showing that the DM halo increases both. This provides a deeper understanding of how the DM alters the behavior, energy, and angular momentum of timelike particle geodesics. Furthermore, we explore the gravitational waveforms emitted by a timelike particle in periodic orbits around a supermassive black hole (SMBH) within this BH-DM system. Using a semi-analytical approach, we calculate particle trajectories and derive the corresponding waveforms, demonstrating that the DM halo modifies the zoom-whirl orbital behavior, leading to distinct changes in the waveform structure. Our findings suggest that future gravitational wave (GW) observations could constrain the properties of DM halos surrounding BHs, providing new insights into the gravitational wave signatures arising from the interaction between BH gravity and DM. | この論文では、ズーム旋回によって特徴付けられる周期軌道を研究します。 内部に埋め込まれたシュワルツシルト型ブラック ホール (BH) の周囲での動作 デーネン型暗黒物質 (DM) ハロー。 DM ハローがどのように変更するかを示します。 ブラックホールの重力力学、エネルギーと角度に影響を与える 時間的な粒子測地線の運動量とそれらの相互作用を強化する BH。 限界限界軌道 (MBO) の半径を決定し、 最内安定円軌道 (ISCO)、DM ハローが増大することを示す 両方。 これにより、DM がどのように行動を変えるのかについてのより深い理解が得られます。 時間的な粒子測地線のエネルギーと角運動量。 さらに、私たちは、 周期的な時間のような粒子によって放出される重力波形を調査します。 この BH-DM 系内の超大質量ブラック ホール (SMBH) の周りを周回します。 使用する 半分析的なアプローチで、粒子の軌道を計算し、 対応する波形は、DM ハローがズーム旋回を変更することを示しています 軌道挙動が変化し、波形構造に明確な変化が生じます。 私たちの 調査結果は、将来の重力波（GW）観測が可能であることを示唆しています。 BH を囲む DM ハローの特性を制約し、新たな洞察を提供します BH間の相互作用から生じる重力波の痕跡に 重力とDM。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper we study quasinormal modes and absorption cross sections for the $(1+3)$-dimensional Bardeen black hole surrounded by perfect fluid dark matter. Studies of the massless scalar field is already done in \cite{Sun:2023slzl}. Hence, in this paper we will focus on the massive scalar field perturbations and massless Dirac field perturbations. To compute the quasinormal modes we use the semi-analytical 3rd-order WKB method, which has been shown to be one of the best approaches when the effective potential is adequate and when $n < \ell$ and $n < \lambda$. We have also utilized the P\"oschl-Teller method to compare the valus obtained using the WKB approach. We have computed quasinormal frequencies by varying various parameters of the theory such as the mass of the scalar field $\mu$, dark matter parameter $\alpha$ and the magnetic charge $g$. We have summarized our solutions in tables and figures for clarity. As for the absorption cross section, we used third order WKB approach to compute reflection, transmission coefficients and partial absorption cross sections. Graphs are presented to demonstrate the behavior of the above quantities when the dark matter parameter and mass of the massive scalar field are varied. | この論文では、準正規モードと吸収断面積について研究します。 $(1+3)$ 次元のバーディーン ブラック ホールは完璧な流体の闇に囲まれています 案件。 無質量スカラー場の研究はすでに行われています。 \cite{Sun:2023slzl}。 したがって、この論文では、大規模なスカラーに焦点を当てます。 場の摂動と無質量ディラック場の摂動。 を計算するには、 準正規モードでは、半解析的な 3 次 WKB 法を使用します。 有効ポテンシャルが以下の場合に最良のアプローチの 1 つであることが示されています。 $n < \ell$ および $n < \lambda$ の場合は適切です。 も活用させていただきました。 P\"oschl-Teller 法を使用して、WKB アプローチを使用して取得された値を比較します。 のさまざまなパラメータを変化させて準正規周波数を計算しました。 スカラー場 $\mu$ の質量、暗黒物質パラメータなどの理論 $\alpha$ と磁荷 $g$ です。 私たちのソリューションを以下にまとめました 明確にするために表と図を示します。 吸収断面積としては、 反射係数、透過係数、および係数を計算するための 3 次 WKB アプローチ 部分吸収断面積。 を示すためにグラフが表示されます。 暗黒物質パラメータと質量が変化したときの上記の量の挙動 大規模なスカラー場はさまざまです。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This paper proposes a non-smooth controller optimization method and shows the results of ongoing research on the implementation of this method for gravitational wave applications. Typical performance requirements concerning these type of suspensions are defined in terms of both H2- and Hinf-type constraints. A non-smooth optimization approach is investigated, which allows the use of non-convex cost functions that are often a result of mixed H2/Hinf optimization problems. Besides the controller, the distribution of the actuation is integrated with the optimization to investigate the feasibility of simultaneous controller and actuator optimization. The results demonstrate that the proposed non-smooth optimization method is able to find suitable solutions for the control and actuator distribution that satisfy all required performance and design constraints. | この論文では、非滑らかなコントローラの最適化手法を提案し、 この方法の実装に関する進行中の研究の結果 重力波の応用。 に関する一般的な性能要件 これらのタイプのサスペンションは、H2 タイプと Hinf タイプの両方で定義されます。 制約。 非スムーズな最適化アプローチが調査され、 H2/Hinf の混合の結果である非凸コスト関数の使用 最適化の問題。 コントローラーの他に、 作動は最適化と統合され、実現可能性を調査します。 コントローラーとアクチュエーターの同時最適化。 結果は次のことを示しています 提案された非滑らかな最適化手法は、適切な解決策を見つけることができます。 要求性能をすべて満たす制御とアクチュエータの配分を実現 そして設計上の制約。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The study of the topological properties of circular orbits is opening up new perspectives for exploring the spacetime structure around black holes. In this work, we investigate how the charged properties of particles affect the topological characteristics of circular orbits for charged test particles in asymptotically flat, AdS, and dS black holes. Our findings demonstrate that the charged properties not only influence the topological properties of timelike circular orbits but also impact those of null circular orbits. Additionally, we explore scenarios involving multiple horizons and find that for a multi-horizon black hole, if a circular orbit can exist between two neighboring horizons, there will always be both a null circular orbit and a timelike circular orbit. Whether these orbits are stable or unstable depends on the potential function. | 円軌道のトポロジー的性質の研究は新たな道を切り開きます ブラックホールの周囲の時空構造を探索するための視点。 この中で 研究では、粒子の荷電特性がどのように影響を与えるかを調査します。 帯電試験粒子の円軌道のトポロジカル特性 漸近的にフラット、AdS、および dS ブラック ホール。 私たちの調査結果は、 荷電特性は、時間的なトポロジカル特性に影響を与えるだけではありません。 円軌道だけでなく、ヌル円軌道にも影響を与えます。 さらに、私たちは、 複数の地平線を含むシナリオを調査し、複数の地平線に対応するシナリオを見つける ブラックホール、2つの隣接する地平線の間に円軌道が存在できる場合、 ヌル円軌道と時間的な円軌道の両方が常に存在します。 これらの軌道が安定か不安定かは、ポテンシャル関数に依存します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We explain the recent results regarding the displacement memory effect (DME) of plane gravitational waves using supersymmetric quantum mechanics. This novel approach stems from the fact that both geodesic and Schr\"odinger equations are Sturm-Liouville boundary value problems. Supersymmetry provides a unified framework for P\"oschl-Teller and Scarf profiles and restores the critical values of wave amplitudes for DME in a natural way. Within our framework, we obtain a compact formula for DME in terms of the asymptotic values of the superpotential and the geodesics. In addition, this new technique enables us to build plane and gravitational waves with 2-transverse directions using superpartner potentials. Lastly, we study DME within a singular wave profile inspired by supersymmetric quantum mechanics, which shows the broader applicability of our method. | 変位記憶効果（DME）に関する最近の研究成果について解説します。 超対称量子力学を用いた平面重力波の研究。 この小説 このアプローチは、測地線方程式とシュレーディンガー方程式の両方が Sturm-Liouville 境界値の問題。 超対称性は、統一された P\"oschl-Teller および Scarf プロファイルのフレームワークを作成し、重要なプロファイルを復元します。 DME の波の振幅の値を自然な方法で測定します。 私たちの枠組みの中で、私たちは、 の漸近値に関して DME のコンパクトな式を取得します。 超ポテンシャルと測地線。 さらに、この新しい技術により、 を使用して、2 つの横方向で平面波と重力波を構築します。 スーパーパートナーの可能性。 最後に、特異波プロファイル内の DME を研究します。 超対称量子力学からインスピレーションを得たもので、より広範な事柄を示します。 私たちの手法の適用可能性。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this note we present a version of the Lorentzian splitting theorem under an averaged Ricci curvature condition, utilizing, in its proof, the properties of achronal limits developed in [18], [19]. | このノートでは、ローレンツの分割定理のバージョンを以下に示します。 平均化されたリッチ曲率条件。 その証明に次の特性を利用します。 [18]、[19] で開発された非時間的制限の。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a concise review of known analytic results for quasinormal modes of black holes and related spacetimes. Our emphasis is on those regimes where the perturbation equations admit exact or perturbative solutions, providing insights complementary to numerical or semi-analytic approaches. We discuss solvable cases in lower-dimensional spacetimes, algebraically special modes, and exact results in higher-curvature gravity theories. Particular attention is given to the eikonal regime and its correspondence with null geodesics, as well as to beyond-eikonal approximations based on inverse multipole expansions in parametrized metrics. We review analytic solutions obtained in the near-extremal limit of Schwarzschild - de Sitter black holes, in the regime of large field mass, and in pure de Sitter and anti - de Sitter spacetimes, where boundary conditions play a crucial role. While not exhaustive, this overview highlights the diversity of techniques and physical insights made possible by analytic treatments of quasinormal spectra. | 準正規モードの既知の解析結果を簡潔にレビューします。 ブラック ホールと関連する時空の説明。 私たちが重点を置くのは、次のような体制です。 摂動方程式は正確な解または摂動解を許容し、次のようになります。 数値的または半分析的アプローチを補完する洞察。 話し合います 低次元時空における解決可能な事例、代数的に特殊なモード、 高曲率重力理論における正確な結果。 特に注意するのは、 エイコナル体制とそのヌル測地線との対応にも与えられる 逆多極子展開に基づくエイコナル近似を超えたものについては、 パラメータ化されたメトリクス。 で得られた分析ソリューションをレビューします。 シュヴァルツシルト・ド・ジッターブラックホールの極値に近い限界、 大きなフィールド質量、および純粋なド・シッター時空と反ド・シッター時空では、 境界条件は重要な役割を果たします。 すべてを網羅しているわけではありませんが、この概要は、 によって可能となったテクニックと物理的洞察の多様性を強調します。 準正規スペクトルの解析的処理。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This note includes results of a study of stationary spherically symmetric ``dark holes'', objects merging central black holes and peripheral scalar graviton dark haloes arising in the framework of the modified gravity -- the quartet-metric, or more appropriately, multiscalar-metric gravity with spontaneously broken relativity as a gauge symmetry [1]. An exact solution to be considered as a basic one for the dark holes is presented. This solution may, in principle, be used for a qualitative description of the effect of asymptotically flat rotation curves in galaxies. To convert the basic solution into a more realistic one suitable for astrophysical applications, a family of modified solutions is considered. These solutions are studied numerically for representative set of free parameters. These results were reported in the talk [2] but not included into the proceedings [3] due to article length limitations. The note can be considered as a supplement to this reference. | このノートには、静止した球対称の研究結果が含まれています。 「ダークホール」、中心のブラックホールと周辺のスカラーが融合した物体 重力子 修正された重力の枠組みの中で生じる暗い後光 -- カルテット計量重力、より適切には、マルチスカラー計量重力 ゲージ対称性としての相対性理論は自発的に壊れます [1]。 正確な解決策 ダークホールの基本的なものとして考えられるものを提示する。 この解決策 原則として、次の効果の定性的説明に使用できます。 銀河の回転曲線は漸近的に平坦になります。 基本ソリューションを変換するには 天体物理学的用途に適した、より現実的なものに、 修正された解決策が検討されます。 これらの解決策は数値的に研究されています。 代表的な自由パラメータのセット。 これらの結果は講演 [2] で報告されましたが、講演には含まれていませんでした。 記事の長さの制限により、議事録[3]に記載されています。 ノートは考えられます この参考資料の補足として。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We propose SILVIA (Space Interferometer Laboratory Voyaging towards Innovative Applications), a mission concept designed to demonstrate ultra-precision formation flying between three spacecraft separated by 100 m. SILVIA aims to achieve sub-micrometer precision in relative distance control by integrating spacecraft sensors, laser interferometry, low-thrust and low-noise micro-propulsion for real-time measurement and control of distances and relative orientations between spacecraft. A 100-meter-scale mission in a near-circular low Earth orbit has been identified as an ideal, cost-effective setting for demonstrating SILVIA, as this configuration maintains a good balance between small relative perturbations and low risk for collision. This mission will fill the current technology gap towards future missions, including gravitational wave observatories such as DECIGO (DECihertz Interferometer Gravitational wave Observatory), designed to detect the primordial gravitational wave background, and high-contrast nulling infrared interferometers like LIFE (Large Interferometer for Exoplanets), designed for direct imaging of thermal emissions from nearby terrestrial planet candidates. The mission concept and its key technologies are outlined, paving the way for the next generation of high-precision space-based observatories. | 私たちはSILVIA（宇宙干渉計研究所航行）を提案します。 Innovative Applications) を実証するために設計されたミッション コンセプト 100メートル離れた3機の宇宙船の間を飛行する超精密編隊。 シルビアは、以下の方法により相対距離制御におけるサブミクロン精度の達成を目指しています。 宇宙船センサー、レーザー干渉計、低推力、低ノイズを統合 リアルタイムの距離測定と制御のためのマイクロ推進 宇宙船間の相対的な向き。 100メートルスケールのミッション ほぼ円形の地球低軌道は、費用対効果の高い理想的なものとして認識されています。 この構成は良好な状態を維持するため、シルビアのデモ用の設定です。 小さな相対的摂動と衝突の危険性の低さの間のバランス。 これ このミッションは、次のような将来のミッションに向けて現在の技術ギャップを埋めるでしょう。 DECIGO（DECシヘルツ干渉計）などの重力波観測所 重力波天文台）、原始的なものを検出するように設計されています。 重力波背景、および高コントラストのヌリング赤外線 LIFE (太陽系外惑星用大型干渉計) のような干渉計は、 近くの地球型惑星候補からの熱放出の直接イメージング。 ミッションコンセプトとそのキーテクノロジーを概説し、 次世代の高精度宇宙天文台。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the properties of supercritical Reissner-Nordstr\"om Anti-de Sitter (RN-AdS) black holes in the extended phase space with the pressure defines as the cosmological constant. Supercritical black holes exist in the region where both temperature and pressure exceed the critical point, known as the supercritical region. The conventional view states that black holes in this regime are indistinguishable between large and small phases. However, recent research reveals that the supercritical regime exhibits universal gas-like and liquid-like phase separation, which shed light on the study on the supercritical region of RN-AdS black holes in the extended phase space. In this work, we calculate the thermodynamic potential and quasinormal modes (QNMs) of RN-AdS black holes, and identify transition curves between two different states in supercritical region using thermodynamic and dynamic methods. On one hand, we find the thermodynamic crossover curve (Widom line) by defining the scaled variance $\Omega$ (a higher-order derivative of Gibbs free energy). On the other hand, we identify the dynamic crossover curve (Frenkel line) by analyzing transitions between distinct QNM decay modes. | 超臨界状態のライスナー・ノルドシュトル・アンチ・ド・シッターの特性を研究します 圧力が次のように定義される拡張位相空間内の (RN-AdS) ブラック ホール 宇宙定数。 超臨界ブラックホールは以下の領域に存在します。 温度と圧力の両方が臨界点を超えます。 超臨界領域。 従来の見解では、この中にブラックホールがあるとされています。 体制は大規模なフェーズと小規模なフェーズの区別がつきません。 しかし、最近の 研究により、超臨界状態は普遍的なガスのような性質を示し、 液体のような相分離。 これは、 拡張位相空間におけるRN-AdSブラックホールの超臨界領域。 この中で 仕事では、熱力学的ポテンシャルと準正規モード (QNM) を計算します。 RN-AdS ブラック ホール、および 2 つの異なる状態間の遷移曲線を識別する 熱力学的および動的手法を使用して超臨界領域で。 一方で、 スケーリングされた次の値を定義することにより、熱力学的クロスオーバー曲線 (ウィダム ライン) を見つけます。 分散 $\Omega$ (ギブスの自由エネルギーの高次導関数)。 で 一方、解析によりダイナミッククロスオーバー曲線（フレンケル線）を特定します。 異なる QNM 減衰モード間の遷移。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Extreme mass-ratio inspirals are crucial sources for future space-based gravitational wave detections. Gravitational waveforms emitted by extreme mass-ratio inspirals are closely related to the orbital dynamics of small celestial objects, which vary with the underlying spacetime geometry. Despite the tremendous success of general relativity, there are unsolved issues such as singularities in both black holes and cosmology. Loop quantum gravity, a theory addressing these singularity problems, offers a framework for regular black holes. In this paper, we focus on periodic orbits of a small celestial object around a supermassive quantum-corrected black hole in loop quantum gravity and compute the corresponding gravitational waveforms. We view the small celestial object as a massive test particle and obtain its four-velocity and effective potential. We explore the effects of quantum corrections on marginally bound orbits, innermost stable circular orbits, and other periodic orbits. Using the numerical kludge scheme, we further explore the gravitational waveforms of the small celestial object along different periodic orbits. The waveforms exhibit distinct zoom and whirl phases in a complete orbital period, closely tied to the quantum parameter $\hat \alpha$. We also perform a spectral analysis of the gravitational waves from these periodic orbits and assess their detectability. With the steady progress of space-based gravitational wave detection programs, our findings will contribute to utilizing extreme mass-ratio inspirals to test and understand the properties of quantum-corrected black holes. | 極端な質量比のインスピレーションは、将来の宇宙ベースの重要な情報源となる 重力波の検出。 エクストリームが発する重力波形 質量比インスパイラルは、小さなものの軌道力学と密接に関係しています。 天体は、基礎となる時空の形状によって異なります。 にもかかわらず 一般相対性理論は大きな成功を収めましたが、次のような未解決の問題があります。 ブラックホールと宇宙論の両方における特異点。 ループ量子重力、理論 これらの特異点の問題に対処し、通常の黒のフレームワークを提供します。 穴。 この論文では、小さな天体の周期軌道に焦点を当てます。 ループ量子重力における超大質量量子補正ブラックホールの周囲と 対応する重力波形を計算します。 私たちは小さな天体を眺めます 物体を巨大な試験粒子として扱い、その 4 つの速度と効果を取得します。 潜在的。 限界限界に対する量子補正の影響を調査します。 軌道、最内安定円軌道、その他の周期軌道。 を使用して、 数値クラッジスキームを使って、我々はさらにその重力波形を調査します。 異なる周期軌道に沿った小さな天体。 波形は次のとおりです 完全な軌道周期における明確なズーム段階と旋回段階は、 量子パラメータ $\hat \alpha$。 スペクトル分析も行います。 これらの周期軌道から重力波を検出し、その検出可能性を評価します。 宇宙ベースの重力波検出プログラムの着実な進歩により、 私たちの発見は、極端な質量比のインスピレーションをテストに利用することに貢献するでしょう。 量子補正されたブラック ホールの特性を理解します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Violating the slow-roll regime during the final stages of inflation can significantly enhance curvature perturbations, a scenario often invoked in models producing primordial black holes and small-scale scalar induced gravitational waves. When perturbations are enhanced, one approaches the regime in which tree-level computations are insufficient, and nonlinear corrections may become relevant. In this work, we conduct lattice simulations of ultra-slow-roll (USR) dynamics to investigate the significance of nonlinear effects, both in terms of backreaction on the background and in the evolution of perturbations. Our systematic study of various USR potentials reveals that nonlinear corrections are significant when the tree-level curvature power spectrum peaks at $\mathcal{P}^{\rm max}_{\zeta} = {\cal O}(10^{-3})-{\cal O}(10^{-2})$, with 5%-20% corrections. Larger enhancements yield even greater differences. We find a simple universal relation between simulation and tree-level quantities $\dot\phi = \dot\phi_{\rm tree}\left(1+\sqrt{\mathcal{P}^{\rm max}_{\zeta,\rm tree}}\right)$ at the end of the USR phase, which is valid in all cases we consider. Additionally, we explore how nonlinear interactions during the USR phase affect the clustering and non-Gaussianity of scalar fluctuations, crucial for understanding the phenomenological consequences of USR, such as scalar-induced gravitational waves and primordial black holes. Our findings demonstrate the necessity of going beyond leading order perturbation theory results, through higher-order or non-perturbative computations, to make robust predictions for inflation models exhibiting a USR phase. | インフレの最終段階でスローロール体制に違反すると、 曲率の摂動を大幅に強化します。 このシナリオは、 原始ブラックホールと小規模スカラー誘発モデルを生成するモデル 重力波。 摂動が強化されると、レジームに近づく ツリーレベルの計算では不十分であり、非線形補正が必要な場合 関連するようになるかもしれません。 この作業では、次の格子シミュレーションを実行します。 非線形の重要性を調査するための超低速ロール (USR) ダイナミクス バックグラウンドでの反作用と進化の両方の観点からの影響 摂動の。 さまざまな USR の可能性に関する私たちの体系的な研究により、次のことが明らかになりました。 非線形補正は、ツリーレベルの曲率パワーが次の場合に重要になります。 スペクトルのピークは $\mathcal{P}^{\rm max}_{\zeta} = {\cal O}(10^{-3})-{\cal O}(10^{-2})$、5% ～ 20% の修正あり。 より大きな機能強化により、さらに大きな成果が得られます 違い。 我々は、シミュレーションと ツリーレベルの量 $\dot\phi = \dot\phi_{\rm 最後にtree}\left(1+\sqrt{\mathcal{P}^{\rm max}_{\zeta,\rmtree}}\right)$ これは、検討するすべてのケースで有効です。 さらに、私たちは、 USRフェーズ中の非線形相互作用がクラスタリングにどのような影響を与えるかを調査する スカラー変動の非ガウス性は、 スカラー誘起重力などの USR の現象学的結果 波と原始ブラックホール。 私たちの調査結果は、次の必要性を示しています。 高次摂動理論の結果を超えて、高次または インフレモデルの堅牢な予測を行うための非摂動計算 USR フェーズを示しています。 |
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| A new magnetically charged Kiselev black hole solution is used to study the null geodesics in this spacetime. We derive the equations of motion for the null geodesics and analyze their properties, including the gravitational lensing effect. The 3D and equatorial plane orbits are discussed, with particular attention given to the effect of quintessence. The deviations from the Ernst black hole provide insights into the potential observational consequences of dark energy in strong gravitational fields. | 新しい磁気的に帯電したキセレフ ブラック ホール ソリューションを使用して、 この時空におけるヌル測地線。 の運動方程式を導き出します。 ヌル測地線を解析し、重力などの特性を分析します。 レンズ効果。 3D 軌道と赤道面軌道について説明します。 クインエッセンスの効果に特に注目。 からの逸脱 エルンスト ブラック ホールは、潜在的な観測結果についての洞察を提供します 強い重力場における暗黒エネルギーの影響。 |
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| Focussing on theories for which the higher derivative terms are considered as small corrections in the Lagrangian to Einstein's two-derivative theory of general relativity (GR), we prove the classical version of the covariant entropy bound (also known as the Bousso bound) in arbitrary diffeomorphism invariant gravitational theories. Even if the higher derivative corrections are treated perturbatively, we provide instances of specific configurations for which they can potentially violate the Bousso bound. To tackle this obstruction, we propose a modification in the Bousso bound that incorporates the offending contributions from the higher derivative corrections. We argue that the modified Bousso bound that we propose holds to all orders in the higher curvature corrections. Our proposed modifications are equivalent to replacing the Bekenstein-Hawking area term by Wald's definition (with dynamical corrections as suggested by Wall) for the black hole entropy. Hence, the modifications are physically well motivated by results from the laws of black hole mechanics in higher derivative theories. | 高次微分項が次のようにみなされる理論に焦点を当てる アインシュタインの 2 微分理論に対するラグランジアンの小さな修正 一般相対性理論 (GR) の共変量の古典的バージョンを証明します。 任意微分同相写像におけるエントロピー限界 (ブッソ限界とも呼ばれる) 不変重力理論。 たとえ高次微分補正が 混乱的に扱われるため、特定の構成のインスタンスを提供します。 ブッソ限界に違反する可能性があります。 これに取り組むには 障害がある場合は、Bousso 境界に次の変更を組み込むことを提案します。 より高い微分補正による問題となる寄与。 私たちは議論します 私たちが提案する修正ブッソ限界は、 より高い曲率補正。 私たちが提案する修正は以下と同等です ベケンシュタイン・ホーキング領域項をヴァルトの定義で置き換えます（力学的な Wall が提案したように、ブラック ホール エントロピーの補正を行います。 したがって、 修正は黒人の法則の結果によって物理的に十分に動機付けられています 高等微分理論における穴力学。 |
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| Recently, the theory of symmetric teleparallel equivalent of general relativity (STEGR) has gained much interest in the cosmology and astrophysics community. Within this theory, we discuss the method of deriving a stellar isotropic model. In this respect, we implement the equations of motion of STEGR theory to a spacetime that is symmetric in a spherical manner, resulting in a set of nonlinear differential equations with more unknowns than equations. To solve this issue, we assume a special form of $g_{tt}$, and suppose a null value of the anisotropy to obtain the form of $g_{rr}$. We then investigate the possibility of obtaining an isotropic stellar model consistent with observational data. To test the stability of our model, we apply the adiabatic index and the Tolman-Oppenheimer-Volkoff equation. Furthermore, we examine our model using different observed values of radii and masses of pulsars, showing that all of them fit in a consistent way. | 最近、一般的な対称テレパラ等価理論 相対性理論 (STEGR) は宇宙論と天体物理学で大きな関心を集めています コミュニティ。 この理論の中で、恒星の導出方法について議論します。 等方性モデル。 この点で、STEGR の運動方程式を実装します。 理論を球状に対称な時空に当てはめると、 方程式よりも未知数が多い非線形微分方程式のセット。 に この問題を解決するには、$g_{tt}$ の特別な形式を想定し、null を想定します。 $g_{rr}$ の形式を取得するための異方性の値。 次に、 と一致する等方性恒星モデルが得られる可能性 観測データ。 モデルの安定性をテストするために、断熱関数を適用します。 指数とトールマン・オッペンハイマー・ボルコフ方程式。 さらに、私たちの パルサーの半径と質量のさまざまな観測値を使用したモデル。 それらすべてが一貫した方法で適合すること。 |
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| The interface between quantum theory and gravity represents still uncharted territory. Recently, some works suggested promising alternative approaches aimed at witnessing quantum features to test the fundamental nature of gravity in tabletop experiments: Two masses in an initial superposition of spatially localized states are allowed to interact only through gravity and it is measured whether the final state is entangled. Here we show that one can generate the same amount of entanglement in this setup by using classical time evolution given by Newton's laws of motion. We argue that theories of quantum gravity that can be approximated by the Newtonian potential and classical time evolution given by Newton's laws of motion will generate gravity-mediated entanglement. | 量子論と重力の間のインターフェースはまだ未知 地域。 最近、いくつかの作品が有望な代替アプローチを示唆しています 重力の基本的な性質をテストするために量子の特徴を目撃することを目的としています 卓上実験: 空間的に最初に重ね合わされた 2 つの質量 局所的な状態は重力を通じてのみ相互作用することが許可されており、 最終状態がもつれているかどうかを測定します。 ここで私たちはできることを示します 古典的な時間を使用して、このセットアップで同じ量のエンタングルメントを生成します ニュートンの運動法則によって与えられる進化。 私たちは、量子理論は次のように主張します。 ニュートンポテンシャルと古典時間で近似できる重力 ニュートンの運動法則によって与えられる進化は重力を介した生成をもたらす 絡み合い。 |
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| The number and position of unstable critical curves, as well as the nature of the accretion disk around compact objects, play a fundamental role in their optical appearance. Identifying differences in the optical spectrum of various observed compact objects can help classify them as black holes or black hole mimickers, such as traversable wormholes. Although multiple unstable critical curves have been reported to appear in asymmetric traversable wormholes, in this work we construct symmetric traversable wormholes with multiple unstable critical curves. We propose a general rational redshift function that allows us to trace the number of critical points of the effective potential and determine their nature as maxima or minima. The ray tracing method is used to study the trajectories of massless particles, particularly their behavior near the unstable critical points. Finally, a thin accretion disk model is implemented to analyze the optical appearance of the solution. | 不安定な臨界曲線の数と位置、およびその性質 コンパクトな天体の周りの降着円盤は、コンパクトな天体の成長において基本的な役割を果たします。 光学的な外観。 さまざまな光スペクトルの違いを識別する 観察されたコンパクトな天体は、それらをブラックホールまたはブラックホールとして分類するのに役立ちます 通過可能なワームホールなどの模倣者。 不安定なクリティカルが複数あるものの 曲線は、非対称の通過可能なワームホールに現れることが報告されています。 この作業では、複数の不安定なオブジェクトを使用して対称的な通過可能なワームホールを構築します。 臨界曲線。 我々は、以下を可能にする一般的な有理赤方偏移関数を提案します。 有効ポテンシャルの臨界点の数を追跡し、決定する 最大値または最小値としてのそれらの性質。 レイトレーシング手法は、 無質量粒子の軌道、特にその近くでの挙動 クリティカルポイントが不安定。 最後に、薄い降着円盤モデルが実装されます。 溶液の光学的外観を分析します。 |
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| We employ a twist deformation on infinitesimal diffeomorphisms to study a modification of General Relativity on a non-commutative spacetime extending the local $\kappa$-Minkowski spacetime. This non-commutative spacetime is present in Deformed Special Relativity (DSR) theories, where a fundamental length is relativistically incorporated into Special Relativity as an effective description of Quantum Gravity near Planckian energy scales. To avoid mathematical and physical ambiguities, such as the inability to twist-deform the Poincar\'e symmetry group such that $\kappa$-Minkowski becomes its covariant spacetime, we propose a novel approach to DSR and non-commutative theories, twisting the Dilatation-enlarged IGL(3,1) group and constructing deformed General Relativity accordingly. Physically, we interpret this as minimally modifying classical relativistic physics to accommodate quantum effects solely through spacetime uncertainties in a relativistic manner, a possibility new to DSR theories. These tools open the way to developing the dynamic sector of DSR, which would allow for predictions testable by astrophysical observations. | 微分同相写像に対するツイスト変形を使用して、 非可換時空における一般相対性理論の修正 ローカル $\kappa$-ミンコフスキー時空。 この非可換時空は存在する 変形特殊相対性理論 (DSR) 理論では、基本長は 相対論的に効果的なものとして特殊相対性理論に組み込まれる プランクのエネルギースケールに近い量子重力の説明。 避けるために 数学的および物理的な曖昧さ（ねじり変形できないなど） $\kappa$-Minkowski が次のようになるポアンカレ対称群 共変時空を利用して、DSR と非可換性に対する新しいアプローチを提案します。 理論、膨張拡大 IGL(3,1) 群をねじって構築 それに応じて一般相対性理論を変形しました。 物理的には、これを次のように解釈します 量子に対応するために古典相対論的物理学を最小限に修正する 相対論的な方法で時空の不確実性のみを介して影響を与える、 DSR 理論には新しい可能性があります。 これらのツールは、 DSR の動的セクターにより、予測をテストできるようになります。 天体物理学的観測。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Computation of spin-resummed observables in post-Minkowskian dynamics typically involve evaluation of Feynman integrals deformed by an exponential factor, where the exponent is a linear sum of the momenta being integrated. Such integrals can be viewed as tensor integral generating functions, which provide alternative approaches to tensor reduction of Feynman integrals. We develop a systematic method to evaluate tensor integral generating functions using conventional multiloop integration techniques. The spin-resummed aligned-spin eikonal at second post-Minkowskian order is considered as a phenomenologically relevant example where evaluation of tensor integral generating functions is necessary. | ポストミンコフスキー力学におけるスピン再開オブザーバブルの計算 通常、指数関数によって変形されたファインマン積分の評価が含まれます。 ここで、指数は積分される運動量の線形和です。 このような積分は、テンソル積分生成関数とみなすことができます。 ファインマン積分のテンソル還元に対する代替アプローチを提供します。 私たちは テンソル積分母関数を評価する体系的な方法を開発する 従来のマルチループ統合手法を使用します。 スピン再開 ポストミンコフスキー次数の 2 番目の整列スピン アイコナルは、 テンソル積分の評価を行う現象学的に適切な例 生成関数が必要です。 |
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| The type IIB matrix model is conjectured to describe superstring theory nonperturbatively in terms of ten $N \times N$ bosonic traceless Hermitian matrices $A_\mu$ ($\mu=0, \ldots , 9$), whose eigenvalues correspond to $(9+1)$-dimensional space-time. Quite often, this model has been investigated in its Euclidean version, which is well defined although the ${\rm SO}(9,1)$ Lorentz symmetry of the original model is replaced by the ${\rm SO}(10)$ rotational symmetry. Recently, a well-defined model respecting the Lorentz symmetry has been proposed by gauge-fixing the Lorentz symmetry nonperturbatively using the Faddeev-Popov procedure. Here we investigate the two models by Monte Carlo simulations, overcoming the severe sign problem by the Lefschetz thimble method, in the case of matrix size $N=2$ omitting fermionic contributions. We add a quadratic term $\gamma \, \mathrm{tr} (A_\mu A^\mu)$ in the action and calculate the expectation values of rotationally symmetric (or Lorentz symmetric) observables as a function of the coefficient $\gamma$. Our results exhibit striking differences between the two models around $\gamma=0$ and in the $\gamma>0$ region, associated with the appearance of different saddle points, clearly demonstrating their inequivalence against naive expectations from quantum field theory. | タイプ IIB 行列モデルは超弦理論を説明すると推測されています 10 $N \times N$ ボソンの無痕跡エルミート関数に関して非摂動的に 行列 $A_\mu$ ($\mu=0, \ldots , 9$)、その固有値は以下に対応します $(9+1)$ 次元の時空。 このモデルは頻繁に調査されています ユークリッド版では明確に定義されていますが、${\rm SO}(9,1)$ 元のモデルのローレンツ対称性は ${\rm SO}(10)$ に置き換えられます 回転対称。 最近、ローレンツを尊重した明確に定義されたモデルが登場しました。 対称性はローレンツ対称性をゲージ固定することによって提案されています。 Faddeev-Popov 手順を非摂動的に使用します。 ここで調査するのは、 モンテカルロシミュレーションによる 2 つのモデルにより、厳しい符号問題を克服します。 レフシェッツ シンブル法、行列サイズ $N=2$ の場合、省略 フェルミオンの貢献。 二次項 $\gamma \, \mathrm{tr} (A_\mu アクションで A^\mu)$ を実行し、回転方向の期待値を計算します。 係数の関数としての対称 (またはローレンツ対称) オブザーバブル $\ガンマ$。 私たちの結果は、2 つのモデル間の顕著な違いを示しています $\gamma=0$ 付近および $\gamma>0$ 領域で、外観に関連付けられます 異なる鞍点の、それらの不等価性を明確に示しています。 場の量子論からの素朴な期待。 |
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| Quantum cosmology aims at elucidating the beginning of our Universe. Back in early 80's, Vilenkin and Hartle-Hawking put forward the "tunneling from nothing" and "no boundary" proposals. Recently there has been renewed interest in this subject from the viewpoint of defining the oscillating path integral for Lorentzian quantum gravity using the Picard-Lefschetz theory. Aiming at going beyond the mini-superspace and saddle-point approximations, we perform Monte Carlo calculations using the generalized Lefschetz thimble method to overcome the sign problem. In particular, we confirm that either Vilenkin or Hartle-Hawking saddle point becomes relevant if one uses the Robin boundary condition depending on its parameter. We also clarify some fundamental issues in quantum cosmology, such as an issue related to the integration domain of the lapse function and an issue related to reading off the real geometry from the complex geometry obtained at the saddle point. | 量子宇宙論は、宇宙の始まりを解明することを目的としています。 バックイン 80 年代初頭、ビレンキンとハートル・ホーキングは「からのトンネリング」を提唱しました。 「何もない」「境界線がない」提案。 最近再び関心が高まっています。 この主題では、振動経路積分の定義の観点から ピカード・レフシェッツ理論を使用したローレンツ量子重力の計算。 を目指して ミニ超空間と鞍点近似を超えて、 一般化されたレフシェッツシンブル法を使用したモンテカルロ計算 符号の問題を克服します。 特に、Vilenkin または ロビン境界を使用する場合、ハートル・ホーキング鞍点が関連します。 パラメータに応じて条件が異なります。 いくつかの基本的な問題も明らかにします 量子宇宙論における、積分領域に関連する問題など ラプス関数と、実際のジオメトリの読み取りに関する問題 鞍点で得られる複雑な形状。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Light feebly-coupled bosonic particles can efficiently extract the rotational energy of rapidly spinning black holes on sub-astrophysical timescales via a phenomenon known as black hole superradiance. In the case of light axions, the feeble self-interactions of these particles can lead to a non-linear coupled evolution of many superradiant quasi-bound states, dramatically altering the rate at which the black hole is spun down. In this work, we extend the study of axion superradiance to higher order states, solving for the first time the coupled evolution of all states with $n \leq 5$ in the fully relativistic limit (with $n$ being the principle quantum number). Using a Bayesian framework, we re-derive constraints on axions using the inferred spins of solar mass black holes, demonstrating that previously adopted limit-setting procedures have underestimated current sensitivity to the axion decay constant $f_a$ by around one order of magnitude, and that the inclusion to higher order states allows one to reasonably capture the evolution of typical high-spin black holes across a much wider range of parameter space, thereby allowing constraints to be extended to more massive axions. We conclude with an extensive discussion on the systematics associated with spin inference from x-ray observations. | 光の弱結合ボソン粒子は、回転粒子を効率的に抽出できます。 準天体物理的時間スケールで高速回転するブラック ホールのエネルギー ブラックホール超放射として知られる現象。 ライトアクシオンの場合、 これらの粒子の弱い自己相互作用は、非線形結合を引き起こす可能性があります。 多くの超放射準束縛状態の進化により、 ブラックホールがスピンダウンする速度。 この研究では、次の研究を拡張します。 アクシオン超放射をより高次の状態に変換し、 完全相対論的極限における $n \leq 5$ によるすべての状態の結合進化 ($n$ が主量子数です)。 ベイジアンフレームワークを使用して、 太陽質量ブラックの推論されたスピンを使用してアクシオンの制約を再導出します。 これは、以前に採用された限界設定手順が、 アクシオン減衰定数 $f_a$ に対する現在の感度が約過小評価されている 1 桁大きく、より高次の状態への包含が可能になること 典型的な高スピン ブラック ホールの進化を合理的に捉えるためのもの パラメータ空間の範囲がはるかに広いため、制約をより柔軟に設定できます。 より大規模なアクシオンに拡張されました。 についての広範な議論で終わります。 X線観察からのスピン推論に関連する体系的研究。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In the presence of non-minimal gravitational couplings, matter field perturbations on a static black hole spacetime may develop unphysical poles in their linearized equations. Physical solutions confined in the domain between the event horizon and a pole satisfy a boundary value problem, although with boundary conditions which are different from standard quasi-normal modes. We refer to them as "trapped quasi-normal modes". Focusing on a Schwarzschild black hole in Einstein-Proca theory, we find that trapped quasi-normal modes accurately capture the behavior of perturbations under time evolution. In particular, axial-vector modes are unstable, with a growth rate that increases with multipole number. More interestingly, we uncover a new instability that affects monopole perturbations. These results confirm the existence of a novel destabilization mechanism of black holes by non-minimally coupled vector fields, with potential implications to well-studied models of modified gravity and cosmology based on vector particles. | 最小ではない重力結合の存在下では、物質場 静的なブラックホール時空の摂動により、非物理的な極が発達する可能性があります。 それらの線形化された方程式。 間の領域に限定された物理的ソリューション 事象の地平線と極は境界値問題を満たしますが、 標準の準正規モードとは異なる境界条件。 私たちは それらを「トラップされた準正規モード」と呼びます。 シュヴァルツシルトに焦点を当てて アインシュタイン・プロカ理論のブラックホールでは、準正規モードが閉じ込められていることがわかります。 時間発展における摂動の挙動を正確に捕捉します。 で 特に、軸ベクトル モードは不安定であり、成長率が増加します。 多極数付き。 さらに興味深いことに、新たな不安定性が明らかになりました。 モノポールの摂動に影響します。 これらの結果は、新規の存在を裏付けます。 非最小結合ベクトルによるブラックホールの不安定化メカニズム よく研究された修正重力モデルに潜在的な影響を与えるフィールド そしてベクトル粒子に基づく宇宙論。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We employ a linear stability analysis approach to explore the dynamics of matter and curvature-driven dark energy interactions within the framework of two types of viable $f(R)$ gravity models. The interaction is modeled via a source term in the continuity equations, $\mathcal{Q} = \alpha \tilde{\rho}_{\rm m} \Big{(}\frac{3H^3}{\kappa^2 \rho_{\rm curv}} + \frac{\kappa^2 }{3H}\rho_{\rm curv} \Big{)}$. Our results reveal significant modifications to the fixed points and their stability criteria compared to traditional $f(R)$ gravity analyses without matter-curvature coupling. We identify constraints on model and coupling parameters necessary for critical point stability, illustrating how the interaction influences cosmic dynamics within specific parameter ranges. The findings are consistent with observed cosmic evolution, supporting stable late-time acceleration. Moreover, we highlight the coupling parameter's potential role in addressing the cosmic coincidence problem. | 私たちは線形安定性解析アプローチを採用して、 の枠組み内での物質と曲率駆動のダークエネルギー相互作用 2 種類の実行可能な $f(R)$ 重力モデル。 インタラクションは、 連続方程式のソース項 $\mathcal{Q} = \alpha \チルダ{\rho}_{\rm m} \Big{(}\frac{3H^3}{\kappa^2 \rho_{\rm curv}} + \frac{\kappa^2 }{3H}\rho_{\rm curv} \Big{)}$。 私たちの結果は重要なことを明らかにしました 従来と比較した固定点とその安定性基準の変更 物質と曲率の結合を伴わない従来の $f(R)$ 重力解析。 私たちは 重要な問題に必要なモデルと結合パラメータの制約を特定する 点安定性、相互作用が宇宙力学にどのような影響を与えるかを示す 特定のパラメータ範囲内で。 調査結果は観察されたものと一致しています 宇宙進化、安定した後期加速をサポート。 さらに、私たちは 宇宙問題に対処する際のカップリングパラメータの潜在的な役割を強調する 偶然の問題。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We propose mixed boundary conditions for 3d conformal gravity consistent with variational principle in its second-order formalism that admit the chiral $\Lambda$-$\mathfrak{bms}_4$ algebra as their asymptotic symmetry algebra. This algebra is one of the four chiral $\mathcal W$-algebra extensions of $\mathfrak{so}(2,3)$ and is a generalisation of the chiral $\mathfrak{bms}_4$ algebra responsible for soft theorems of graviton MHV amplitudes in ${\mathbb R}^{1,3}$ gravity to the case of non-zero negative cosmological constant. The corresponding charges calculated using the modified covariant phase space formalism are shown to be finite and integrable, and realise this non-linear ${\cal W}$-algebra. | 我々は、以下と一致する3次元等角重力の混合境界条件を提案します。 キラルを認める二次形式主義における変分原理 $\Lambda$-$\mathfrak{bms}_4$ 代数を漸近対称代数として使用します。 これ 代数は、次の 4 つのキラル $\mathcal W$-代数拡張のうちの 1 つです。 $\mathfrak{so}(2,3)$ はキラル $\mathfrak{bms}_4$ の一般化です ${\mathbb における重力子の MHV 振幅のソフト定理を担当する代数 R}^{1,3}$ 重力をゼロ以外の負の宇宙定数の場合に適用します。 の 修正共変位相空間を使用して計算された対応する電荷 形式主義は有限かつ可積分であることが示され、この非線形を実現します。 ${\cal W}$-代数。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We consider a spherically symmetric homogeneous perfect fluid undergoing a gravitational collapse to singularity in the framework of higher-dimensional Rastall gravity in the cases of vanishing and nonvanishing cosmological constants. The possible final states of the collapse in any finite dimension are black hole and naked singularity, but the naked singularity formation becomes less favored when the dimension is increased. We find that there are two physically distinct solutions for the collapse evolution in the case of nonzero cosmological constant: trigonometric and exponential solutions. The effective energy density of the fluid is decreasing (increasing) in the former (latter) when the magnitude of the cosmological constant is increased, which implies that the former undergoes a slower collapse than the latter. Furthermore, we find that a temporary trapped surface is possible to emerge in the case of trigonometric solution in the naked singularity region only. Therefore, distant observers with observational time shorter than the collapse duration may conclude that a black hole is formed, although the collapse will eventually lead to a naked singularity formation. | 球面対称で均質な完全流体が次のような作用を受けると考えます。 高次元の枠組みにおける特異点への重力崩壊 消滅宇宙論と非消滅宇宙論の場合のラストール重力 定数。 任意の有限次元における崩壊の可能な最終状態 ブラックホールと裸の特異点ですが、裸の特異点形成 寸法が大きくなると、あまり好ましくなくなります。 あることがわかりました。 次の場合の崩壊進化に対する物理的に異なる 2 つの解決策 ゼロ以外の宇宙定数: 三角関数と指数関数の解。 の 前者では流体の実効エネルギー密度が減少（増加）しています。 (後者) 宇宙定数の大きさが増加すると、 これは、前者が後者よりもゆっくりと崩壊することを意味します。 さらに、一時的に閉じ込められた表面が出現する可能性があることがわかりました。 裸の特異点領域のみの三角関数解の場合。 したがって、崩壊よりも観測時間が短い遠方の観測者は、 持続時間はブラックホールが形成されたと結論付けるかもしれないが、崩壊は 最終的には裸の特異点の形成につながります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The Event Horizon Telescope (EHT) observations of Sgr\,A* resolved the shadow image and emission ring-like structure, which is associated to the photon ring of the supermassive black hole, at the galactic centre, revealing a diameter of $51.8~\mu \text{as}$. The ring-like structure is consistent with that of a Kerr black hole. However, the source of the high bright regions in the image and the time variability remain an open question. Besides the plasma properties and emission models, the spacetime geometry also holds an important role. We present an image depicting the bright hot spots consistent with Sgr\,A* observations at a wavelength $ \lambda = 1.3\, {\rm mm}$. The image is the result of an eclipsing Schwarzschild black hole situated along the line of sight between the galactic centre and Earth. The separation from both, primary (Sgr\,A*) and secondary (eclipsing) black holes is $10233\, {\rm AU}$. The central supermassive black hole located at the centre of the galaxy has an observational mass of $4.14\times10^6\,M_{\odot}$ and the secondary eclipsing black hole has an inferred mass of $1035\,M_{\odot}$. | Sgr\,A* のイベント ホライズン テレスコープ (EHT) の観測により、影が解決されました。 光子リングに関連する画像および発光リング状の構造 銀河の中心にある超大質量ブラックホールの直径が明らかになった $51.8~\mu \text{as}$。 リング状の構造はカーの構造と一致します。 ブラックホール。 ただし、画像内の高輝度領域の発生源と 時間の変動性については未解決の問題が残っています。 プラズマの特性に加えて、 放出モデルでは、時空幾何学も重要な役割を果たします。 私たちは Sgr\,A* と一致する明るいホット スポットを示す画像を提示します。 波長 $ \lambda = 1.3\, {\rm mm}$ での観測。 画像は、 の線に沿って位置する日食シュヴァルツシルト ブラック ホールの結果。 銀河の中心と地球の間の視界。 両方からの分離、主な (Sgr\,A*) および二次 (食) ブラック ホールは $10233\, {\rm AU}$ です。 の 銀河の中心にある中心超大質量ブラックホールには、 観測質量 $4.14\times10^6\,M_{\odot}$ と二次食 ブラック ホールの推定質量は $1035\,M_{\odot}$ です。 |
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| Rastall theory, originally introduced in 1972, suggests a violation of the usual conservation law. We consider two generalizations of Rastall theory: Brans-Dicke-Rastall theory and the newly established scalar-tensor-Rastall theory, the latter being a further generalization of the former. The field equations in these two generalized theories are studied across different parameter spaces, and the polarization modes of gravitational waves, as a key focus, are subsequently investigated. The results show that the polarization modes of gravitational waves in Brans-Dicke-Rastall theory are the same as those in Brans-Dicke theory; specifically, both theories exhibit the plus, cross, and breathing modes. However, in scalar-tensor-Rastall theory, the polarization modes of gravitational waves depend on the parameter space of the theory. Particularly, over a broad range of the parameter space, regardless of some special values of the parameters, it allows only two tensor modes, just as in general relativity, without introducing any additional degrees of freedom. This indicates that Rastall theory offers a novel approach to constructing modified gravity theories that propagate only two tensor degrees of freedom. In the remaining regions of the parameter space, there is also one scalar mode in addition to the two tensor modes. The scalar mode can be either a mixture of the breathing and longitudinal modes or just a pure breathing mode, depending on the parameter space. These results will play a crucial role in constraining the theoretical parameters through future gravitational wave detection projects, such as LISA, Taiji, and TianQin. | 1972 年に初めて導入された Rastall 理論は、 いつもの保存法。 ラストール理論の 2 つの一般化を検討します。 ブランズ・ディッケ・ラストール理論と新しく確立されたスカラー・テンソル・ラストール理論 理論であり、後者は前者をさらに一般化したものです。 フィールド これら 2 つの一般化された理論の方程式は、さまざまな分野にわたって研究されています。 パラメータ空間と重力波の偏光モードをキーとして に焦点を当て、その後調査されます。 結果は、二極化が ブランズ・ディッケ・ラストール理論における重力波のモードは次と同じです。 ブランズ・ディッケ理論のもの。 具体的には、両方の理論がプラスの結果を示しています。 クロスモードと呼吸モード。 ただし、スカラー テンソル ラストール理論では、 重力波の偏光モードは、重力波のパラメータ空間に依存します。 理論。 特に、パラメータ空間の広い範囲にわたって、 パラメーターのいくつかの特別な値では、2 つのテンソル モードのみが許可されます。 追加の自由度を導入することなく、一般相対性理論で。 これは、ラストール理論が構築への新しいアプローチを提供していることを示しています。 2 つのテンソル自由度のみを伝播する修正重力理論。 で パラメータ空間の残りの領域には、スカラー モードも 1 つあります。 2 つのテンソル モードに加えて。 スカラー モードは、次のいずれかを組み合わせて使用できます。 呼吸モードと縦方向モード、または純粋な呼吸モード（状況に応じて） パラメータ空間上で。 これらの結果は、制約に重要な役割を果たします。 将来の重力波検出による理論パラメータ LISA、Taiji、TianQin などのプロジェクト。 |
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| In this short paper, Penrose's famous singularity theorem is applied to the Kerr space-time. In the case of the maximally extended space-time, the assumptions of Penrose's singularity theorem are not satisfied as the space-time is not globally hyperbolic. In the case of the unextended space-time -- defined up to some radius between the inner and outer event horizons -- the assumptions of the theorem hold, but scalar curvature invariants remain finite everywhere. Calculations are done in detail showcasing the validity of the theorem, and misconceptions regarding the characterization of physical singularities by incomplete null geodesics are discussed. | この短い論文では、ペンローズの有名な特異点定理が カー時空。 最大限に拡張された時空の場合、 ペンローズの特異点定理の仮定は満たされていません。 時空はグローバルに双曲的ではありません。 拡張されていない時空の場合 -- 内側の事象の地平線と外側の事象の地平線の間のある程度の半径までを定義 -- 定理の仮定は成り立ちますが、スカラー曲率不変量は有限のままです どこでも。 計算は詳細に行われ、その有効性を示します。 定理と物理的特性に関する誤解 不完全なヌル測地線による特異点について説明します。 |
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| $f(Q)$ and $f(T)$ gravity are based on fundamentally different geometric frameworks, yet they exhibit many similar properties. This article provides a comprehensive summary and comparative analysis of the various theoretical branches of torsional gravity and non-metric gravity, which arise from different choices of affine connection. We identify two types of background-dependent and classical correspondences between these two theories of gravity. The first correspondence is established through their equivalence within the Minkowski spacetime background. To achieve this, we develop the tetrad-spin formulation of $f(Q)$ gravity and derive the corresponding expression for the spin connection. The second correspondence is based on the equivalence of their equations of motion. Utilizing a metric-affine approach, we derive the general affine connection for static and spherically symmetric spacetime in $f(Q)$ gravity and compare its equations of motion with those of $f(T)$ gravity. Among others, our results reveal that, $f(T)$ solutions are not simply a subset of $f(Q)$ solutions; rather, they encompass a complex solution beyond $f(Q)$ gravity in black hole background. | $f(Q)$ と $f(T)$ 重力は根本的に異なる幾何学的構造に基づいています フレームワークですが、多くの同様の特性を示します。 この記事では、 さまざまな理論の包括的な要約と比較分析 ねじり重力と非メートル重力の分岐。 アフィン接続のさまざまな選択肢。 私たちは 2 つのタイプを識別します これら 2 つの理論間の背景に依存した古典的な対応関係 重力の。 最初の対応はそれらの等価性によって確立されます ミンコフスキー時空の背景内。 これを達成するために、私たちは $f(Q)$ 重力の四分子スピン定式化と対応する式の導出 スピン接続の式。 2番目の通信は、 それらの運動方程式は等価です。 メトリックアフィンアプローチを利用して、 静的および球対称の一般的なアフィン接続を導出します。 $f(Q)$ 重力の時空を調べ、その運動方程式を運動方程式と比較する $f(T)$ 重力。 とりわけ、私たちの結果は、$f(T)$ ソリューションがそうではないことを明らかにしました。 単なる $f(Q)$ ソリューションのサブセット。 むしろ、それらは複雑な解決策を包含します ブラック ホールを背景に $f(Q)$ 重力を超えます。 |
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| Searches for variations of fundamental constants require a comprehensive understanding of measurement errors. This paper examines a source of error that is usually overlooked: the impact of continuum placement error. We investigate the problem using a high resolution, high signal to noise spectrum of the white dwarf G191$-$B2B. Narrow photospheric absorption lines allow us to search for new physics in the presence of a gravitational field approximately $10^4$ times that on Earth. Modelling photospheric lines requires knowing the underlying spectral continuum level. We describe the development of a fully automated, objective, and reproducible continuum estimation method. Measurements of the fine structure constant are produced using several continuum models. The results show that continuum placement variations result in small systematic shifts in the centroids of narrow photospheric absorption lines which impact significantly on fine structure constant measurements. This effect should therefore be included in the error budgets of future measurements. Our results suggest that continuum placement variations should be investigated in other contexts, including fine structure constant measurements in stars other than white dwarfs. The analysis presented here is based on NiV absorption lines in the photosphere of G191$-$B2B. Curiously, the inferred measurement of the fine structure constant obtained in this paper using NiV (the least negative of our measurements is $\Delta\alpha/\alpha = -1.462 \pm 1.121 \times 10^{-5}$) is inconsistent with the most recent previous G191$-$B2B photospheric measurement using FeV ($\Delta\alpha/\alpha = 6.36 \pm 0.35_{stat} \pm 1.84_{sys} \times 10^{-5}$). Given both measurements are derived from the same spectrum, we presume (but in this work are unable to check) that this 3.2$\sigma$ difference results from unknown laboratory wavelength systematics. | 基本定数の変動を探索するには、包括的な情報が必要です。 測定誤差を理解する。 このペーパーでは、次のようなエラーの原因を調査します。 通常見落とされますが、連続体の配置エラーの影響です。 調査します 白の高解像度、高信号対雑音スペクトルを使用した問題 ドワーフ G191$-$B2B。 狭い光球吸収線により、 重力場の存在下での新しい物理学は約 $10^4$ 倍 地球上のそれ。 光球線のモデリングには、基礎となるものを知る必要があります スペクトル連続体レベル。 完全に自動化されたシステムの開発について説明します。 客観的で再現可能な連続体推定方法。 の測定 微細構造定数は、いくつかの連続体モデルを使用して生成されます。 の 結果は、連続体の配置の変動が小さな系統的な影響をもたらすことを示しています。 影響を与える狭い光球吸収線の重心の移動 微細構造定数の測定に大きく影響します。 この効果は、 したがって、将来の測定の誤差バジェットに含まれる可能性があります。 私たちの結果 連続体の配置のバリエーションを他の方法で調査する必要があることを提案します。 星以外の星の微細構造定数の測定を含むコンテキスト 白色矮星。 ここで紹介する分析は、次の NiV 吸収線に基づいています。 G191$-$B2Bの光球。 奇妙なことに、罰金の推定測定値は、 この論文では NiV を使用して得られた構造定数 (我々の最小の負の値) 測定値は $\Delta\alpha/\alpha = -1.462 \pm 1.121 \times 10^{-5}$) です。 直近の以前の G191$-$B2B 光球測定と一致しない FeV を使用 ($\Delta\alpha/\alpha = 6.36 \pm 0.35_{stat} \pm 1.84_{sys} \times) 10^{-5}$)。 両方の測定値が同じスペクトルから得られたものであるとすると、 この 3.2$\sigma$ の差は次のとおりであると推測します (ただし、この作業では確認できません)。 未知の実験室の波長体系から得られた結果。 |
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| Significant progress has been made in our understanding of the analytic structure of FRW wavefunction coefficients, facilitated by the development of efficient algorithms to derive the differential equations they satisfy. Moreover, recent findings indicate that the twisted cohomology of the associated hyperplane arrangement defining FRW integrals overestimates the number of integrals required to define differential equations for the wavefunction coefficient. We demonstrate that the associated dual cohomology is automatically organized in a way that is ideal for understanding and exploiting the cut/residue structure of FRW integrals. Utilizing this understanding, we develop a systematic approach to organize compatible sequential residues, which dictates the physical subspace of FRW integrals for any $n$-site, $\ell$-loop graph. In particular, the physical subspace of tree-level FRW wavefunction coefficients is populated by differential forms associated to cuts/residues that factorize the integrand of the wavefunction coefficient into only flat space amplitudes. After demonstrating the validity of our construction using intersection theory, we develop simple graphical rules for cut tubings that enumerate the space of physical cuts and, consequently, differential forms without any calculation. | 分析の理解においては大幅な進歩が見られました。 FRW 波動関数係数の構造。 それらが満たす微分方程式を導出する効率的なアルゴリズム。 さらに、最近の発見は、 FRW 積分を定義する関連する超平面配置は、 の微分方程式を定義するために必要な積分の数 波動関数係数。 関連する双対コホモロジーが次のとおりであることを示します。 理解と活用に最適な方法で自動的に整理されます。 FRW積分の切断/残渣構造。 この理解を活かして、私たちは、 互換性のある連続残基を組織化する体系的なアプローチを開発します。 任意の $n$-site、$\ell$-loop の FRW 積分の物理部分空間を決定します グラフ。 特に、ツリーレベルの FRW 波動関数の物理部分空間 係数はカット/残差に関連付けられた微分形式によって設定されます。 波動関数係数の被積分関数をフラットのみに因数分解する 空間振幅。 を使用して構築の妥当性を実証した後、 交差理論に基づいて、チューブを切断するための簡単なグラフィック ルールを開発します。 物理的な切断の空間、そしてその結果としての微分形式を列挙する 何の計算もせずに。 |
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| Detections of gravitational waves since GW150914 has gained renewed interest in potential quantum-classical correspondences between GWs and gravitons. While a complete quantum theory of gravity remains elusive, graviton fluctuations have been hypothesized as sources of stochastic noise in gravitational interactions. Utilizing the Einstein-Langevin equation that describes graviton fluctuations, in attempt to form a correlation with GW generation, we treat the coalescing binary heuristically as a rotating, contracting Gaussian volume. This stochatic picture of GW formation implies the treatment of the contained gravitons as a Brownian bath. From the Einstein-Langevin equation, we establish a scaling relation where quanta dissipation depends inversely with the contracting volume (i.e., coalescence). Using an Euler iteration scheme, we simulate the graviton fluctuations from inspiral to merger as a Wiener process, revealing a signal that qualitatively resembles macroscopic GW waveforms. While inherently heuristic, this approach provides a computational framework for exploring graviton-scale perturbations in GW formation, with reproducible implementations in Wolfram Mathematica and equivalent Python code in the appendix. | GW150914以降の重力波の検出が再び注目を集めている GWと重力子の間の潜在的な量子古典対応において。 その間 重力の完全な量子理論は依然としてとらえどころがなく、重力子の変動 重力の確率的ノイズの発生源として仮説が立てられている 相互作用。 重力子を記述するアインシュタイン・ランジュバン方程式の利用 変動については、GW 世代との相関関係を形成するために、 バイナリを回転し、収縮するガウス ボリュームとしてヒューリスティックに結合します。 GW 形成のこの確率的図は、含まれている物質の処理を意味します。 ブラウン運動としての重力子。 アインシュタイン・ランジュバン方程式から、次のようになります。 量子散逸が量子散逸に反比例するスケーリング関係 体積の縮小（つまり、合体）。 オイラー反復スキームを使用して、 ウィナー過程として吸入から合体までの重力子の変動をシミュレートし、 巨視的な GW 波形に質的に似た信号が明らかになりました。 その間 本質的にヒューリスティックであるこのアプローチは、次のような計算フレームワークを提供します。 再現可能な方法で、GW 形成における重力子スケールの摂動を探索する Wolfram Mathematica の実装と同等のPythonコード 付録。 |
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| We study a recently identified four-loop Feynman integral that contains a three-dimensional Calabi-Yau geometry and contributes to the scattering of black holes in classical gravity at fifth post-Minkowskian and second self-force order (5PM 2SF) in the conservative sector. In contrast to previously studied Calabi-Yau Feynman integrals, the higher-order differential equation that this integral satisfies in dimensional regularization exhibits $\varepsilon$-dependent apparent singularities. We introduce an appropriate ansatz which allows us to bring such cases into an $\varepsilon$-factorized form. As a proof of principle, we apply it to the integral at hand. | 私たちは、最近特定された 4 ループのファインマン積分を研究します。 三次元のカラビ・ヤウ幾何学構造であり、 ポストミンコフスキーの 5 番目と 2 番目の古典的重力におけるブラックホール 保守派の自主命令（午後5時2SF）。 対照的に、 以前に研究されたカラビ・ヤウ・ファインマン積分、高次微分 この積分が次元正則化で満たす式は次のようになります。 $\varepsilon$ に依存する見かけの特異点。 適切なものを紹介します ansatz を使用すると、そのようなケースを $\varepsilon$ 因数分解に持ち込むことができます。 形状。 原理の証明として、それを手元の積分に適用します。 |
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| In this paper, we perform a Bayesian statistical fit to estimate the free parameters of a nonsingular black hole in conformal gravity by employing megamaser astrophysical data of the supermassive black hole hosted at the center of the active galactic nucleus of NGC 4258. This estimation has been carried out by taking into account a general relativistic approach, which makes use of the positions on the sky of the photon sources and the frequency shift observations from the water megamaser system in circular motion around the black hole. Within the framework of conformal gravity, a way to eliminate the singularity at r=0 from the Schwarzschild spacetime is by introducing a conformal factor characterized by a length scale parameter l and an integer parameter N. Therefore, the spacetime geometry depends on the mass of the black hole, and the conformal gravity parameters l and N. In this work, we estimate the mass-to-distance ratio M/D and the length scale ratio l/D for fixed values of the integer parameter N=1,2. This method leads to posterior Gaussian distribution for all the parameters, thus obtaining a most probable value for the length scale parameter l, in contrast to the information extracted from previous constraints based on X-ray astrophysical data, where an upper bound for the parameter l has been established. Furthermore, we obtain new physical properties regarding the existence of the ISCO radius for this nonsingular spacetime. | この論文では、ベイズ統計的近似を実行して、自由度を推定します。 を利用した共形重力における非特異ブラック ホールのパラメータ メガマサー にホストされている超大質量ブラックホールの天体物理データ NGC 4258 の活動銀河核の中心。 この推定は 一般相対論的アプローチを考慮して実行されます。 光子源の空上の位置と周波数シフトの使用 周囲を円運動する水メガメーザーシステムからの観測 ブラックホール。 共形重力の枠組みの中で、 シュヴァルツシルト時空からの r=0 における特異点は、 長さスケールパラメータ l と整数によって特徴付けられる等角係数 したがって、時空の幾何学形状は黒の質量に依存します。 穴、および共形重力パラメータ l と N。 この研究では、次のように推定します。 固定値の質量対距離比 M/D および長さスケール比 l/D 整数パラメータ N=1,2 の。 この方法は事後ガウス分布につながります。 すべてのパラメータの分布を計算し、最も可能性の高い値を取得します。 長さスケールパラメータ l、から抽出された情報とは対照的に、 X 線天体物理データに基づく以前の制約。 上限は パラメータ l が設定されています。 さらに、新たな物理量を取得します。 この非特異数の ISCO 半径の存在に関するプロパティ 時空。 |
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| The effective field theory (EFT) of dark energy provides a unified model independent theoretical framework to study the effects of dark energy and modified gravity. We show that the EFT allows to derive a theory independent consistency relation between the effective gravitational constant, the gravitational and electromagnetic luminosity distance and the speed of gravitational waves (GW), which generalizes the results obtained in some luminal modified gravity theories. We apply the consistency relation to map the large scale structure observational constraints on the effective gravitational constant to GW-EMW distance ratio constraints. The consistency relation allows to probe the value of the effective gravitational constant with multimessenger observations, independently from large scale structure observations, or at high redshift, where only GW events and their electromagnetic counterpart are observable. | 暗黒エネルギーの実効場理論 (EFT) は統一モデルを提供します 暗黒エネルギーの影響を研究するための独立した理論的枠組み 修正された重力。 EFT により独立した理論を導出できることを示します。 実効重力定数間の一貫性関係 重力および電磁光度の距離と速度 重力波 (GW) は、いくつかの研究で得られた結果を一般化します。 管腔修正重力理論。 整合性関係を適用して大規模構造をマッピングします GW-EMW に対する実効重力定数に関する観測上の制約 距離比率の制約。 一貫性関係により、値を調べることができます マルチメッセンジャー観測による有効重力定数の計算、 大規模な構造観察とは独立して、または高い赤方偏移で、 そこでは、GW イベントとその電磁対応物のみが観測可能です。 |
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| The conceptual problems of the standard slow-roll inflationary scenario include the Trans-Planckian Censorship Conjecture issue, which severely restricts the tensor-to-scalar ratio in the standard minimally coupled scalar field inflation. Motivated by the fact that a scalar field in its vacuum configuration can be minimally coupled to gravity, or conformally coupled, and also that the first quantum corrections of the scalar field action include $R^2$ corrections, in this work we assume that $R^2$ gravity in the presence of a scalar field with constant equation of state parameter co-exist and control the early Universe. Constant equation of state parameter scalar field result from exponential scalar potentials. In our approach, the standard slow-roll era is controlled by the $R^2$ gravity and is followed by a power-law inflationary tail governed by a minimally coupled scalar field with an quintessential equation of state parameter, stemming from an exponential scalar potential. The fact that the total equation of state parameter after the end of the slow-roll era is equal to the value determined by the scalar field, has an effect on the duration of the $R^2$ governed slow-roll era, and it actually shortens the duration of the slow-roll era, by an extent which depends on the reheating temperature too, after all the inflationary patches have ended. The power-law inflationary tail to the standard $R^2$ inflation, solves the Trans-Planckian Censorship Conjecture issues, and also the Swampland conjecture can be amended in this context. We also perform a dynamical system study to confirm numerically our findings. | 標準的なスローロールインフレシナリオの概念的問題 これには、トランス・プランク検閲予想の問題が含まれます。 標準の最小結合スカラーのテンソル対スカラー比を制限します フィールドインフレ。 真空中のスカラー場が存在するという事実が動機となっています。 構成は重力と最小限に結合することも、コンフォーマルに結合することもでき、 また、スカラー場のアクションの最初の量子補正には次のものが含まれます。 $R^2$ の修正、この研究では、 一定の状態方程式パラメータを持つスカラー場が共存して制御される 初期の宇宙。 定数状態方程式パラメータのスカラー場の結果 指数関数的なスカラーポテンシャルから。 私たちのアプローチでは、標準的なスローロール時代 $R^2$ の重力によって制御され、べき乗則のインフレが続きます。 典型的なものと最小限に結合されたスカラー場によって支配されるテール 指数関数的なスカラー ポテンシャルから生じる状態方程式パラメーター。 の スローロール終了後の状態方程式パラメータの合計が age はスカラー フィールドによって決定される値に等しく、 $R^2$ が支配するスローロール時代の期間を短縮し、実際に スローロール時代の継続時間（再加熱に応じた程度） インフレパッチがすべて終わった後の気温も。 べき乗則 標準 $R^2$ インフレに対するインフレテール、トランスプランク関数を解く 検閲予想の問題、そしてスワンプランド予想も修正される可能性がある この文脈では。 また、動的システムスタディを実行して確認します。 数値的に私たちの発見。 |
| 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 | |
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| We present a comprehensive study of cosmological singularities within the framework of Covariant Extrinsic Gravity (CEG), addressing both the initial Big Bang singularity and potential finite-time future singularities. Through detailed analysis of the emergent universe scenario, we systematically examine homogeneous and inhomogeneous perturbations (encompassing scalar, vector, and tensor modes) in a 4D FLRW brane geometry. Our work establishes rigorous existence criteria and stability conditions for a nonsingular Einstein static initial state, demonstrating that such a configuration remains stable for well-defined parameter ranges in CEG - thereby providing a compelling resolution to the long-standing initial singularity problem. Extending our analysis to late-time cosmology, we perform a complete classification of future singularity types following Barrow et al.'s formalism, deriving precise conditions that determine whether the universe in CEG evolves toward or avoids these singular states. | 私たちは、宇宙内の宇宙論的特異点の包括的な研究を紹介します。 Covariant Extrinsic Gravity (CEG) のフレームワーク。 初期の大きな重力の両方に対処します。 バング特異点と将来の有限時間特異点の可能性。 を通して 宇宙創発シナリオを詳細に分析し、体系的に検証します。 均一および不均一な摂動 (スカラー、ベクトル、および テンソル モード) の 4D FLRW ブレーン ジオメトリ。 私たちの仕事は厳格なルールを確立します 非特異的なアインシュタイン静的変数の存在基準と安定条件 初期状態。 このような構成が長期間安定していることを示しています。 CEG で明確に定義されたパラメータ範囲 - それにより、説得力のある 長年の初期特異点問題の解決。 私たちの 後期の宇宙論まで分析し、未来の完全な分類を実行します。 Barrow et al.の形式主義に従って特異点タイプを導き出し、正確な CEG の宇宙が進化するか回避するかを決定する条件 これらの特異な状態。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This paper investigates the influence of non-commutative geometry on various aspects of neutrino behavior in curved spacetime. Adopting a Schwarzschild-like black hole solution with Lorentzian mass deformation induced by non-commutativity, we analyze three fundamental phenomena: the energy deposition rate from neutrino pair annihilation, the gravitationally induced phase shift in neutrino oscillations, and the associated transition probabilities under lensing conditions. Our outcomes reveal that non-commutativity significantly alters the energy deposition profile and modifies oscillation phases. Furthermore, these corrections impact also the flavor transition probabilities, particularly under gravitational lensing phenomenon. | この論文では、非可換幾何学のさまざまな影響を調査します。 曲がった時空におけるニュートリノの挙動の側面。 シュヴァルツシルトのようなものを採用 ローレンツ質量変形を伴うブラック ホールの解法 非可換性を利用して、次の 3 つの基本的な現象を分析します。 重力によって引き起こされるニュートリノ対消滅による堆積速度 ニュートリノ振動の位相シフトとそれに伴う遷移 レンズ条件下での確率。 私たちの結果は次のことを明らかにしています 非可換性はエネルギー蓄積プロファイルを大幅に変更し、 発振位相を変更します。 さらに、これらの修正は以下にも影響を与えます。 特に重力レンズ下でのフレーバー遷移確率 現象。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Long-baseline atom interferometry is a promising technique for probing various aspects of fundamental physics, astrophysics and cosmology, including searches for ultralight dark matter (ULDM) and for gravitational waves (GWs) in the frequency range around 1~Hz that is not covered by present and planned detectors using laser interferometry. The MAGIS detector is under construction at Fermilab, as is the MIGA detector in France. The PX46 access shaft to the LHC has been identified as a very suitable site for an atom interferometer of height $\sim 100$m, sites at the Boulby mine in the UK and the Canfranc Laboratory are also under investigation, and possible sites for km-class detectors have been suggested. The Terrestrial Very-Long-Baseline Atom Interferometry (TVLBAI) Proto-Collaboration proposes a coordinated programme of interferometers of increasing baselines. | 長基線原子干渉法は、探査に有望な技術です 基礎物理学、天体物理学、宇宙論のさまざまな側面。 超軽量暗黒物質 (ULDM) と重力波 (GW) を検索します。 現在および計画ではカバーされていない1~Hz付近の周波数範囲 レーザー干渉法を使用した検出器。 MAGIS 検出器は建設中です フランスの MIGA 検出器と同様に、フェルミ研究所でも同様です。 PX46 アクセス シャフトから LHC は、原子干渉計に非常に適した場所として特定されています。 高さ $\sim 100$m、英国のブルビー鉱山とカンフランの遺跡 研究所も調査中、km級の候補地も検討中 検出器が提案されています。 地球上の超長基線原子 干渉計 (TVLBAI) プロトコラボレーションは、以下の調整されたプログラムを提案します。 増加するベースラインの干渉計。 |
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| We utilize the gravitational decoupling via the extended geometric deformation to extend the Schwarzschild vacuum solution to new black holes in Rastall theory. By employing linear transformations that deform both the temporal and radial coefficients of the metric, the field equations with a dual matter source are successfully decoupled into two sets. The first of these sets is described by the metric for the vacuum Schwarzschild spacetime, while the second set corresponds to the added extra source. Three extended solutions are obtained using two restrictions on the metric potentials and extra source, respectively. For selected values of the Rastall and decoupling parameters, we study the impact of the fluctuation of these parameters on the obtained models. We also investigate the asymptotic flatness of the resulting spacetimes by analysis of the metric coefficients. Finally, the nature of the additional source is explored for each model, via analysis of the energy conditions. It is found among other results that none of the obtained models satisfy the energy conditions, while only the model corresponding to the barotropic equation of state mimics an asymptotically flat spacetime. | 拡張幾何学的構造を介して重力デカップリングを利用します。 シュヴァルツシルト真空解を新しいブラックホールに拡張するための変形 ラスタル理論。 両方を変形する線形変換を採用することで、 計量の時間係数と動径係数、双対の場方程式 物質源は 2 つのセットに分離されることに成功しました。 これらのセットの最初のもの は真空シュヴァルツシルト時空の計量によって記述されますが、 2 番目のセットは、追加された追加のソースに対応します。 3 つの拡張ソリューションは、 計量ポテンシャルと追加のソースに関する 2 つの制限を使用して取得されます。 それぞれ。 Rastall およびデカップリング パラメータの選択された値については、 得られたモデルに対するこれらのパラメーターの変動の影響を調査します。 また、結果として得られる時空の漸近平坦性を次のように調査します。 メトリック係数の分析。 最後に、追加の性質 エネルギー条件の分析を通じて、モデルごとに発生源が調査されます。 それは 他の結果の中で、得られたモデルのいずれもエネルギーを満たさないことが判明しました。 の常圧方程式に対応するモデルのみが、 状態は漸近的に平坦な時空を模倣します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this study we explore the cosmological behavior of a non-minimally coupled scalar field that is linked to torsion gravity. We demonstrate the Sorkin-Schutz formalism with general power law teleparallel torsion coupling. The autonomous dynamical system has been formulated. The phase space diagrams have been analysed at each critical point. The critical points representing different eras of Universe evolution starting from radiation, dark matter (DM), and dark energy (DE) have been investigated. The scaling attractors with the viable range of model parameters have been obtained using exponential scalar field couplings. This modified version of the formalism describes some novel scaling solutions. | この研究では、非最小結合の宇宙論的挙動を調査します。 ねじり重力に関連付けられたスカラー場。 私たちは、 一般べき乗則テレパラレルねじり結合を使用したソーキン・シュッツ形式主義。 自律動的システムが定式化された。 位相空間図 それぞれの重要なポイントで分析されています。 代表的な重要なポイント 放射線、暗黒物質 (DM) から始まる宇宙進化のさまざまな時代 とダークエネルギー（DE）が研究されています。 スケーリング アトラクターは、 モデルパラメータの実行可能な範囲は、指数スカラーを使用して取得されています フィールドカップリング。 この形式主義の修正版は、いくつかの新しいことを説明しています。 スケーリングソリューション。 |
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| Anisotropic stochastic gravitational wave background (SGWB) serves as a potential probe of the large-scale structure (LSS) of the universe. In this work, we explore the anisotropic SGWB from local ($z < \sim 0.085$) merging stellar mass compact binaries, specifically focusing on merging stellar binary black holes, merging neutron-star-black-hole binaries, and merging binary neutron stars. The analysis employs seven all-sky mock lightcone gravitational wave event catalogues, which are derived from the Millennium simulation combined with a semi-analytic model of galaxy formation and a binary population synthesis model. We calculate the angular power spectra $\mathrm{C}_\ell$ at multipole moments $\ell$, expressed as $\text{log}_{10} [\ell(\ell+1)\mathrm{C}_\ell/(2\pi)]$, based on the skymaps of the overdensity $\delta_\mathrm{GW}$ in the anisotropic SGWB. The spectra for all three source types exhibit an approximately linear increase with $\text{log}_{10} \ell$ at higher $\ell$ (e.g., $\ell > \sim 30 - 300$) in seven catalogues, with a characteristic slope of $\sim 2$. The spectra of seven catalogues exhibit considerable variations, arising from fluctuations in spatial distribution, primarily in the radial distribution, of nearby sources (e.g., $< 50$ Mpc/h). After subtracting these nearby sources, the variations become much smaller and the spectra for the three source types become closely aligned (within discrepancies of a factor of $\sim 2$ across $\ell = 1 - 1000$ for all catalogues). We also find that including further sources results in a rapid decrease in the anisotropy. | 異方性確率重力波背景 (SGWB) は、 宇宙の大規模構造（LSS）の潜在的な探査機。 この中で 作業では、ローカル ($z < \sim 0.085$) マージから異方性 SGWB を探索します。 恒星質量コンパクトバイナリ、特に恒星バイナリのマージに焦点を当てる ブラックホール、中性子星ブラックホール連星の合体、連星の合体 中性子星。 分析には 7 つの全天模擬ライトコーン重力計が使用されます。 ミレニアムシミュレーションから派生した波イベントカタログ 銀河形成と二元集団の半解析モデルと組み合わせた 合成モデル。 角パワースペクトル $\mathrm{C}_\ell$ を計算します。 多極子モーメント $\ell$、$\text{log}_{10} として表現 [\ell(\ell+1)\mathrm{C}_\ell/(2\pi)]$、過密度のスカイマップに基づく 異方性 SGWB の $\delta_\mathrm{GW}$。 3 つのソースすべてのスペクトル タイプは $\text{log}_{10} \ell$ に応じてほぼ直線的に増加します。 7 つのカタログでより高い $\ell$ (例: $\ell > \sim 30 - 300$)、 $\sim 2$ の特徴的な傾き。 7 つのカタログのスペクトルを展示 空間分布の変動から生じるかなりの変動、 主に近くの発生源の放射状分布（例：$< 50$ Mpc/h）。 これらの近くのソースを差し引くと、変動ははるかに小さくなり、 3 つのソース タイプのスペクトルは (範囲内で) 密接に一致します。 $\ell 全体にわたる $\sim 2$ の係数の不一致 = すべての 1 - 1000$ カタログ）。 さらにソースを追加すると、結果的に迅速な結果が得られることもわかりました。 異方性の減少。 |
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| This paper investigates the dynamic behavior of static, spherically symmetric black holes within the Einstein-Bumblebee gravity model with a cosmological constant, focusing on scalar field perturbations. Through separation of the angular components, the scalar field perturbations outside the black hole are reduced to a purely radial main equation. The quasinormal modes (QNMs) of the system are then determined via the WKB approximation in the frequency domain, while the dynamic evolution of the system is examined in the time domain using finite difference methods. The eigenfrequencies of the waveforms from the time-domain evolution are fitted to cross-validate the frequency-domain results. The study finds that the Lorentz violation parameter $ \ell $ and the cosmological constant $ \Lambda $ significantly influence the QNMs. Specifically, as $ \ell $ increases, the real and imaginary components of the lower modes decrease, while in higher modes, the real part changes minimally, and the imaginary part decreases rapidly. An increase in $ \Lambda $ similarly results in a decrease in the overall QNM values. These results are supported by the time-domain analysis, providing a clearer picture of how Lorentz symmetry breaking affects the QNMs of de Sitter spacetime. | この論文は、静的な球対称の動的挙動を調査します。 宇宙論的なアインシュタイン-バンブルビー重力モデル内のブラック ホール スカラー場の摂動に焦点を当てた定数。 の分離を通じて、 角度成分、ブラック ホールの外側のスカラー場の摂動は次のようになります。 純粋に放射状の主方程式に変換されます。 の準正規モード (QNM) 次に、周波数領域での WKB 近似によってシステムが決定されます。 一方、システムの動的進化は、次を使用して時間領域で検査されます。 有限差分法。 からの波形の固有周波数 時間領域の進化は、周波数領域を相互検証するために適合されます。 結果。 この研究では、ローレンツ違反パラメータ $ \ell $ と、 宇宙定数 $ \Lambda $ は QNM に大きな影響を与えます。 具体的には、 $ \ell $ が増加するにつれて、 より低いモードでは減少しますが、より高いモードでは実部の変化は最小限に抑えられます。 そして虚数部は急速に減少します。 $ \Lambda $ も同様に増加 全体的な QNM 値が減少します。 これらの結果は以下によって裏付けられています。 時間領域解析により、ローレンツ対称性がどのように変化するかをより明確に把握できます。 破壊はド・シッター時空の QNM に影響を与えます。 |
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| This article introduces a nonstatic Reissner-Nordstr\"om metric, a metric that does not emit electromagnetic waves but can emit gravitational waves. We first use the GR theory to study a charged spherically symmetric gravitational source (CSSGS), the obtained results are further improved in comparison with the previous studies. In particular, this article considers that the field is not necessarily static. The metric tensors $ g_{\mu\nu} $ are considered both outside and inside the gravitational source (the results show that in the first case $ g_{\mu\nu} $ are time independent, in the latter case they are time dependent). The gravitational acceleration and the event horizon of a charged black hole are investigated. The results prove that the gravitational field is always attractive. We then use the perturbative $ f(R) $ theory to consider CSSGS. The obtained results not only correct the solution of Einstein's equation in magnitude (this will describe astronomical and cosmological quantities more accurately than Einstein's equation), but also reveal new effects. Outside the gravitational source, the metric tensors can depend on time, this makes it possible for a spherically symmetric gravitational source to emit gravitational waves (Einstein's equation cannot give this effect). However, a spherically symmetric field still does not emit electromagnetic waves. Next we present a new method for embedding the spherically symmetric metrics of a star (or a black hole) in the background of the FLRW cosmological. Finally, we discuss the uniqueness of the solutions of the f(R) theory. The perturbative TOV equation is also found. | この記事では、非静的 Reissner-Nordstr\"om 計量、つまり計量を紹介します。 電磁波は出さないが、重力波は出すことができる。 私たちは 最初に GR 理論を使用して、帯電した球面対称の重力を研究します。 ソース (CSSGS) に比べて、得られた結果はさらに改善されています。 以前の研究。 特に、この記事では、フィールドが 必ずしも静的である必要はありません。 計量テンソル $ g_{\mu\nu} $ は両方とみなされます 重力源の外側と内側（結果は、最初の case $ g_{\mu\nu} $ は時間に依存せず、後者の場合は時間です 依存）。 帯電体の重力加速度と事象の地平線 ブラックホールが研究されています。 結果は、重力場が 常に魅力的。 次に、摂動的な $ f(R) $ 理論を使用して考察します。 CSSGS。 得られた結果は、アインシュタインの解を修正するだけではありません。 大きさの方程式 (これは天文学的および宇宙論的なものを説明します) アインシュタインの方程式よりも正確な量）だけでなく、新しいことも明らかにします 効果。 重力源の外側では、計量テンソルは次のものに依存する可能性があります。 これにより、球面対称の重力源が可能になります。 重力波を放射します (アインシュタインの方程式はこの効果を与えることはできません)。 ただし、球面対称の場は依然として電磁波を放出しません。 波。 次に、球対称を埋め込むための新しい方法を紹介します。 FLRW 宇宙論の背景にある星 (またはブラック ホール) の計量。 最後に、f(R) 理論の解の一意性について説明します。 の 摂動的な TOV 方程式も見つかります。 |
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| Recent advances, including gravitational wave detections and imaging of black hole shadows, have strongly validated general relativity. Nevertheless, ongoing cosmological observations suggest potential limitations of general relativity, spurring interest in modified theories of gravity. This study explores Lorentz gauge theory, an alternative gravitational framework offering promising solutions to longstanding conceptual issues in quantum gravity and cosmology. By analyzing black hole shadow structures and gravitational lensing effects-both weak and strong deflection regimes-we highlight unique observational signatures of Lorentz gauge gravity. Our findings provide valuable tools for future observational tests, potentially distinguishing these modified gravity models from general relativity and advancing our understanding of spacetime geometry and fundamental gravitational interactions. | 重力波の検出や黒のイメージングなどの最近の進歩 穴の影は、一般相対性理論を強く検証しました。 それでも継続的に 宇宙論的観測は一般相対性理論の潜在的な限界を示唆しており、 修正された重力理論への関心を刺激します。 この研究はローレンツを探求します ゲージ理論、有望な代替重力フレームワーク 量子重力と宇宙論における長年の概念的問題の解決策。 ブラックホールの影の構造と重力レンズの解析による 影響 - 弱い偏向レジームと強い偏向レジームの両方 - 独特の特徴を強調します ローレンツゲージ重力の観測的特徴。 私たちの調査結果は以下を提供します 将来の観察試験のための貴重なツールであり、これらを区別できる可能性があります。 一般相対性理論から重力モデルを修正し、理解を進める 時空幾何学と基本的な重力相互作用の解明。 |
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| We present the full release of the atlas of continuous gravitational waves, covering frequencies from 20 Hz to 1700 Hz and spindowns from -5e-10 to 5e-10 Hz/s. Compared to the early atlas release, we have extended the frequency range and have performed follow-up on the outliers. Conducting continuous wave searches is computationally intensive and time-consuming. The atlas facilitates the execution of new searches with relatively minimal computing resources. | 私たちは連続重力波のアトラスの完全なリリースを提示します。 20 Hz ～ 1700 Hz の周波数と -5e-10 ～ 5e-10 のスピンダウンをカバー Hz/秒。 初期のアトラス リリースと比較して、周波数範囲を拡張しました。 外れ値については追跡調査を実施しました。 伝導連続波 検索は計算量が多く、時間がかかります。 アトラスはそれを容易にします 比較的最小限のコンピューティング リソースで新しい検索を実行します。 |
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| We report on the first loosely coherent search for binary systems. We searched 0.06 rad disk in the Orion spur, covering gravitational wave frequencies from 100 to 700 Hz and frequency derivatives between -1e-11 to 1e-11 Hz/s. A follow-up was performed, which found no outliers. An atlas of results from the first stage of the search is made publicly available. | 我々は、バイナリシステムに対する最初の緩やかにコヒーレントな探索について報告します。 私たちは 重力波をカバーするオリオンの拍車の 0.06 rad の円盤を探索 100 ～ 700 Hz の周波数および -1e-11 ～ 1e-11 Hz/秒。 追跡調査が行われましたが、異常値は見つかりませんでした。 のアトラス 検索の第 1 段階の結果は公開されます。 |
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| In this work, we explore general relativistic effects and geometric properties of the Fan-Wang spacetime, one of the simplest regular solutions that can be obtained in nonlinear electrodynamics. In particular, we investigate the motion of test particles, the capture cross-section of neutral massive and massless particles, such as neutrinos and photons, and the gravitational redshift. Additionally, using a perturbative approach, we derive analytical expressions for the perihelion shift and gravitational deflection of massless particles. By identifying the one-parameter corrections to the Schwarzschild spacetime, induced by the magnetic charge contained in the Fan-Wang metric, we show that this spacetime can be falsified, since it modifies classical general relativity predictions even at the local level. Moreover, we argue that these modifications could be experimentally tested with advanced observational instrumentation. | この研究では、一般相対論的効果と幾何学的効果を探求します。 Fan-Wang 時空の特性、最も単純な正規解の 1 つ それは非線形電気力学で得られます。 特に私たちは、 試験粒子の動き、中性粒子の捕捉断面積を調査する ニュートリノや光子などの重い粒子と無質量粒子、 重力赤方偏移。 さらに、摂動的なアプローチを使用して、次のように導きます。 近日点移動と重力偏向の解析式 質量のない粒子。 1 つのパラメータの修正を特定することで、 シュヴァルツシルト時空、に含まれる磁荷によって誘発されます。 Fan-Wang 計量法により、この時空は改ざんできることがわかります。 古典的な一般相対性理論の予測を局所レベルでも修正します。 さらに、これらの変更は実験的にテストできると主張します。 先進的な観測機器。 |
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| The new Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) DR2 results have strengthened the possibility that dark energy is dynamical, i.e., it has evolved over the history of the Universe. One simple, but theoretically well motivated and widely studied, physical model of dynamical dark energy is minimally coupled, single-field quintessence $\phi$ with an exponential potential $V(\phi)=V_0\,e^{-\lambda\phi}$. We perform a full Bayesian statistical analysis of the model using the DESI DR2 data, in combination with other cosmological observations, to constrain the model's parameters and compare its goodness of fit to that of the standard $\Lambda$CDM model. We find that the quintessence model provides a significantly better fit to the data, both when the spatial curvature of the Universe is fixed to zero and when it is allowed to vary. The significance of the preference varies between $\sim3.3\sigma$ and $\sim3.8\sigma$, depending on whether the curvature density parameter $\Omega_K$ is fixed or varied. We obtain the values $0.698^{+0.173}_{-0.202}$ and $0.722^{+0.182}_{-0.208}$ at the $68.3\%$ (i.e., $1\sigma$) confidence level for the parameter $\lambda$ in the absence and the presence of $\Omega_K$, respectively, which imply $\sim3.5\sigma$ preference for a nonzero $\lambda$. We also obtain $\Omega_K=0.003\pm 0.001$, which implies $\sim3\sigma$ preference for a positive $\Omega_K$, i.e., a negative curvature. Finally, we discuss the differences between quintessence and phenomenological parametrizations of the dark energy equation-of-state parameter, in particular the Chevallier-Polarski-Linder (CPL) parametrization. | 新しいダークエネルギー分光装置 (DESI) DR2 の結果は次のとおりです。 暗黒エネルギーが動的である可能性が強化されました。 宇宙の歴史の中で進化してきました。 シンプルだが理論的には十分な方法 動機付けられ、広く研究されている動的ダークエネルギーの物理モデルは、 指数関数を備えた最小結合の単一フィールドの典型 $\phi$ 潜在的な $V(\phi)=V_0\,e^{-\lambda\phi}$。 完全なベイジアンを実行します DESI DR2 データと組み合わせて使用したモデルの統計分析 他の宇宙論的観測、モデルのパラメーターを制約するため、 その適合度を標準の $\Lambda$CDM モデルの適合度と比較します。 私たちは見つけます クインテッセンス モデルはデータへの適合性が大幅に向上していること、 宇宙の空間曲率がゼロに固定されている場合と、ゼロに固定されている場合の両方 変化することが許されています。 優先順位の重要性は次のように異なります。 $\sim3.3\sigma$ および $\sim3.8\sigma$ (曲率密度が パラメータ $\Omega_K$ は固定または可変です。 値を取得します $68.3\%$ では $0.698^{+0.173}_{-0.202}$ と $0.722^{+0.182}_{-0.208}$ (つまり、 $1\sigma$) が存在しない場合のパラメーター $\lambda$ の信頼水準、および それぞれ $\Omega_K$ の存在。 これは $\sim3.5\sigma$ の優先順位を意味します。 ゼロ以外の $\lambda$ の場合。 $\Omega_K=0.003\pm 0.001$ も取得します。 $\sim3\sigma$ が正の $\Omega_K$、つまり負の $\Omega_K$ を優先することを意味します。 曲率。 最後に、真髄と真髄の違いについて説明します。 暗黒エネルギー状態方程式の現象学的パラメータ化 パラメータ、特に Chevallier-Polarski-Linder (CPL) パラメータ化。 |
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| We investigate the gravitational particle production from vacuum for a minimally coupled fermionic spectator field during a single-field inflationary phase. We observe that metric perturbations arising from the quantum fluctuations of a scalar inflaton field enhance gravitational production, showing that such a perturbative contribution becomes dominant if the field mass is sufficiently smaller than the inflationary Hubble rate. We focus on modes that leave the Hubble horizon during the latest stages of slow-roll and we numerically compute the total number of particles obtained from perturbations, providing a lower bound on the amount of such \enquote{geometric} particles for the case of Starobinsky inflation and a quadratic hilltop scenario. Our outcomes are compatible with the net observational cold dark matter abundance as experimentally measured, whose dark matter candidate exhibits mass in the range $10^5 \lesssim m \lesssim 10^7$ GeV, excluded by previous non-perturbative calculations. | 私たちは、真空からの重力粒子の生成を調査します。 単一フィールドのインフレーション中の最小結合フェルミオン観客フィールド 段階。 量子から生じる計量摂動が観察されます。 スカラーインフレトン場の変動は重力生産を強化し、 このような摂動的な寄与が、フィールドが次の場合に支配的になることを示しています。 質量はインフレ時のハッブル率よりも十分に小さい。 私たちは以下に焦点を当てます スローロールの最新段階でハッブルの地平線を離れるモードと、 から得られた粒子の総数を数値的に計算します。 摂動、そのような摂動の量の下限を提供します。 スタロビンスキーのインフレーションと 二次的な丘の上のシナリオ。 私たちの成果はネットと互換性があります 実験的に測定された観測冷暗黒物質の存在量、その暗黒物質 物質候補は $10^5 \lesssim m \lesssim 10^7$ の範囲の質量を示します GeV、以前の非摂動計算によって除外されました。 |
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| We study black holes with linear equation of state within the framework of asymptotically safe gravity. This study extends previous work on gravitational collapse in asymptotically safe gravity (that has been done for a dust fluid) by considering into account the pressure of stellar matter. We derive modified field equations containing the running gravitational coupling and the cosmological constant as functions of energy density. The interior space-time of collapsing star is modeled by the Friedmann-Lema\^itre-Robertson-Walker metric, while the exterior is described by a static spherically symmetric space-time. Different equations of state from ordinary matter to exotic phantom energy are considered to investigate their impact on black hole structure and horizon formation. Our results illustrate that asymptotically safe gravity can introduce non-singular black hole solutions under specific conditions. These results provide new insights into black hole physics and the avoidance of singularities within the asymptotically safe gravity framework. | 私たちは、次の枠組みの中で線形状態方程式をもつブラックホールを研究します。 漸近的に安全な重力。 この研究は、重力に関する以前の研究を拡張します。 漸近的に安全な重力で崩壊する（これは粉塵流体に対して行われている） 恒星物質の圧力を考慮して。 修正されたものを導き出します 実行中の重力結合と エネルギー密度の関数としての宇宙定数。 内部の時空 崩壊する星のモデルはフリードマン-レマ\^イトレ-ロバートソン-ウォーカーによってモデル化されています メートル法ですが、外部は静的な球対称によって記述されます。 時空。 通常の物質からエキゾチックなファントムまでのさまざまな状態方程式 エネルギーはブラックホールの構造への影響を調査するために考慮され、 地平線の形成。 私たちの結果は、漸近的に安全な重力が可能であることを示しています。 特定の条件下で非特異ブラック ホール解を導入します。 これら この結果は、ブラックホールの物理学とブラックホールの回避についての新たな洞察を提供します。 漸近的に安全な重力フレームワーク内の特異点。 |
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| Motivated by a recently discovered connection between the greybody factors of black holes and the ringdown signal, we investigate the greybody factors of ultracompact horizonless objects, also elucidating their connection to echoes. The greybody factor of ultracompact objects features both low-frequency resonances and high-frequency, quasi-reflectionless scattering modes, which become purely reflectionless in the presence of symmetric cavity potentials, as it might be the case for a wormhole. We show that it is these high-frequency (quasi-)reflectionless scattering modes, rather than low-frequency resonances, to be directly responsible for the echoes in the time-domain response of ultracompact objects or of black holes surrounded by matter fields localized at large distances. | 最近発見されたグレイボディ要素間の関係が動機となっています。 ブラック ホールとリングダウン信号のグレイボディ要因を調査します。 超小型の地平線のない物体、エコーとの関係も解明。 超小型物体の灰色体因子には、低周波と低周波の両方の特徴があります。 共鳴と高周波、準無反射散乱モード。 対称キャビティポテンシャルの存在下では純粋に無反射になります。 ワームホールの場合かもしれません。 これらの高周波であることを示します 低周波共鳴ではなく、（準）無反射散乱モード 時間領域応答のエコーに直接関与する 超小型の物体、または局在する物質場に囲まれたブラック ホールの物体。 長い距離。 |
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| The Coma cluster, embedded in a cosmic filament, is a complex and dynamically active structure in the local Universe. Applying a density-based member selection (dbscan) to data from the Sloan Digital Sky Survey (SDSS), we identify its virilised core and zero-velocity boundary. Cross-correlating with the Cosmicflows-4 (CF4) catalogue enables a velocity-distance analysis, incorporating radial infall models and redshift-independent distance estimators. This reveals, for the first time, the Hubble flow surrounding Coma, a first step to investigate the entanglement between the dark matter in bound objects and the dark energy driving the expansion of their surroundings. The distance to the Coma centre is determined as $69.959 \pm 0.012 \, h^{-1}~\text{Mpc}$. From dbscan, we infer a virial radius of $r_{\rm vir} = \left(1.95 \pm 0.12\right)\,h^{-1}~\text{Mpc}$ and a turnaround of $r_{\rm ta} \geq 4.87~{h}^{-1}~\mbox{Mpc}$. Combining the SDSS redshifts with the CF4 distances, we estimate the Hubble constant to be $H_0 = (73.10 \pm 0.92)~\mbox{km}/\mbox{s}/\mbox{Mpc}$. However, with different calibrations for the distance moduli, $H_0$ varies between $[72, 80]$ km/s/Mpc. Mass estimates via caustics, the virial theorem, and the Hubble-flow method yield $M = [0.77, 2.0] \times 10^{15}\,h^{-1}\,M_{\odot}$, consistent with prior studies. Our systematic approach maps the structure of Coma into the local Hubble flow and shows the degeneracies between dynamical parameters such as the Hubble constant, the virial radius, and the total mass. | 宇宙フィラメントに埋め込まれた昏睡状態のクラスターは、複雑かつ動的に動いています。 局所宇宙の活動構造。 密度ベースの部材の適用 Sloan Digital Sky Survey (SDSS) からのデータに選択 (dbscan) を適用し、 その男性化した核と速度ゼロの境界を特定します。 との相互相関 Cosmicflows-4 (CF4) カタログでは速度距離解析が可能です。 放射状流入モデルと赤方偏移に依存しない距離を組み込む 推定者。 これにより、コマを取り巻くハッブル流が初めて明らかになりました。 束縛された暗黒物質間のもつれを調査するための第一歩 物体とその周囲の拡大を促す暗黒のエネルギー。 の 昏睡中心までの距離は $69.959 \pm 0.012 \ と決定されます。 h^{-1}~\text{Mpc}$。 dbscan から、$r_{\rm vir} のビリアル半径を推測します = \left(1.95 \pm 0.12\right)\,h^{-1}~\text{Mpc}$ と $r_{\rm ta} のターンアラウンド \geq 4.87~{h}^{-1}~\mbox{Mpc}$。 SDSS 赤方偏移と CF4 の組み合わせ 距離を計算すると、ハッブル定数は $H_0 = (73.10 \pm 0.92)~\mbox{km}/\mbox{s}/\mbox{Mpc}$。 ただし、異なるキャリブレーションを使用すると、 距離係数 $H_0$ は $[72, 80]$ km/s/Mpc の間で変化します。 質量推定値 コースティクス、ビリアル定理、ハッブルフロー法により $M = [0.77, 2.0] \times 10^{15}\,h^{-1}\,M_{\odot}$、先行研究と一致。 私たちの 体系的なアプローチにより、コマの構造が局所的なハッブル流にマッピングされ、 ハッブルなどの動的パラメータ間の縮退を示します。 定数、ビリアル半径、および総質量。 |
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| Cotton theory (CT) introduces a higher derivative extension of General Relativity (GR) characterized by third-rank field equations. Recently, key distinctions between CT and GR concerning wave and vacuum solutions have been highlighted in [1, 2]. In this study, two particular non-vacuum solutions of CT are investigated within its Codazzi formulation. The motivation is to reveal how this theory might account for or adapt to the effects of non-vacuum sources, and whether it can provide new insights into the behavior of both singular and regular black holes in astrophysical contexts. It is shown that CT generalizes the Kiselev and Dymnikova solutions in GR. Some aspects of the generalized solutions, in particular concerning singularities, thermodynamics, and geodesics, are addressed in comparison to GR. | コットン理論 (CT) は、一般のより高次の導関数拡張を導入します。 第 3 ランクの場方程式によって特徴付けられる相対性理論 (GR)。 最近、キー 波動ソリューションと真空ソリューションに関する CT と GR の区別は、 [1、2] で強調表示されています。 この研究では、CT の 2 つの特定の非真空ソリューションを使用しました。 Codazzi の定式化内で調査されます。 動機は明らかにすることです この理論が非真空の影響をどのように説明または適応できるか 情報源、そしてそれが両方の動作についての新たな洞察を提供できるかどうか 天体物理学における特異ブラックホールと規則ブラックホール。 CT で示されている GR の Kiselev および Dymnikova ソリューションを一般化します。 のいくつかの側面 一般化された解決策、特に特異点、熱力学、 および測地線については、GR と比較して説明します。 |
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| Hermitian non-K\"ahler Einstein 4-manifolds have a quasi-locally conserved charge associated to spin-lowering via Killing spinors, and corresponding to a parameter of the moduli space. This charge is evaluated for all explicitly known examples. Infinitesimal Einstein deformations are shown to admit a closed 2-form that measures the perturbation to this charge. Provided certain boundary conditions hold, a curve of metrics in the moduli space passing through a Hermitian non-K\"ahler Einstein metric is shown to be conformally K\"ahler to second perturbative order. This result is applied to prove that infinitesimal Ricci-flat deformations of ALF Hermitian non-K\"ahler instantons are tangent to the moduli space of Hermitian instantons, and hence as a consequence that infinitesimal rigidity holds. The analog of this statement also holds for the case of compact Hermitian non-K\"ahler Einstein metrics. | エルミート非クアーラー アインシュタイン 4 多様体には、準局所的に保存された Killing Spinor によるスピン低下に関連し、 モジュライ空間のパラメータ。 この料金はすべてに対して明示的に評価されます 既知の例。 アインシュタインの微小変形は閉じた変形を許容することが示されています。 この電荷に対する摂動を測定する 2 形式。 一定の境界を設ける 条件が成立し、モジュライ空間内の計量の曲線が エルミートの非 K アーラー アインシュタイン計量は、共形的に K アーラーであることが示されています。 第二摂動次数。 この結果は、無限小であることを証明するために適用されます。 ALF エルミート非キアーラーインスタントンのリッチフラット変形は、 エルミートインスタントンのモジュライ空間、したがってその結果として 微小な剛性が保たれます。 このステートメントの類似点は、次の場合にも当てはまります。 コンパクトなエルミート非Kアーラー・アインシュタイン計量の場合。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper we present phenomenological evidence for the validity of an exponential distance relation (also known as generalized Titius-Bode law) in the 32 planetary systems (31 extra solar, plus our Solar System) containing at least 5 planets each (known up to July 2023). We produce the semi-log fittings of the data, and we check them against the statistical indicators of $R^2$ and $Median$. Then we compare them with the data of 4000 artificial planetary systems created at random. In this way, a possible origin by chance of the Titius-Bode rule (TBR) is reasonably excluded. We also point out that in some systems the fittings can be definitely improved by the insertion of new planets into specific positions. We discuss the Harmonic Resonances method and fittings, and compare them with the Titius-Bode fittings. Moreover, for some specific systems, we compare the Titius-Bode fitting against a polynomial fitting ($r\sim n^2$). Further comparisons with previous relevant works are reported in the last section. It emerges that TBR describes 25 out of the 32 planetary systems ($78\%$) with a $R^2\geq 0.95$. Further, it results to be the most economical (in terms of free parameters) and best fitting law for the description of spacing among planetary orbits. This analysis allows us to conclude that an exponential distance relation can reasonably be considered as ``valid'', or strongly corroborated, also in extra solar planetary systems. | この論文では、ある理論の妥当性に関する現象学的証拠を提示します。 指数関数的距離関係 (一般化ティティウス・ボードの法則とも呼ばれます) 32 の惑星系 (31 の太陽系と私たちの太陽系を加えたもの) それぞれ少なくとも 5 つの惑星 (2023 年 7 月までに知られている)。 半丸太継手の製作を行っております データを $R^2$ の統計指標と照合し、 $中央値$。 次に、4000 個の人工惑星のデータと比較します。 ランダムに作成されたシステム。 このようにして、偶然の起源の可能性があります。 ティティウス・ボード規則 (TBR) は合理的に除外されます。 また、一部では次のことも指摘しています。 新しい惑星を挿入することでフィッティングを確実に改善できるシステム 特定の位置に。 調和共鳴法について説明し、 フィッティングを作成し、ティティウス・ボード フィッティングと比較します。 さらに、一部の人にとっては、 特定のシステムでは、ティティウス・ボード近似を多項式と比較します。 フィッティング ($r\sim n^2$)。 過去の関連作品とのさらなる比較は、 最後のセクションで報告しました。 TBR は 32 のうち 25 を説明していることが判明しました。 惑星系 ($78\%$)、$R^2\geq 0.95$。 さらに、次のようになります。 最も経済的で（自由パラメータの点で）、最適な法則 惑星軌道間の間隔の説明。 この分析により、次のことが可能になります。 指数関数的な距離関係は次のように合理的に考慮できると結論付けます。 太陽系外惑星系でも「有効」、つまり強く裏付けられています。 |
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| In this paper, we employ a ray-tracing algorithm to simulate the shadows of three equal-mass black holes in static equilibrium across a wide parameter space. We find that the shadows consist of a larger primary shadow and several distorted, eyebrow-like secondary shadows. The boundaries of these profiles exhibit self-similar fractal structures, which can be attributed to the photon chaotic scattering. In certain parameter spaces, we also observe the ring-like shadows, with the ring diameter associated with the spacing of black holes. Furthermore, when the black holes approach each other sufficiently, their shadows can merge into a standard disk, suggesting a shadow degeneracy between closely arranged triple black holes and a single massive, spherically symmetric black hole. The shadow features of the triple black holes revealed in this study have potential implications for analyzing the shadow formation mechanisms, as well as the gravitational lensing during the black holes merger process. | この論文では、レイトレーシング アルゴリズムを使用して、影をシミュレートします。 広いパラメータにわたって静的平衡にある 3 つの等しい質量のブラック ホール 空間。 影は、より大きな主影といくつかの影で構成されていることがわかります。 歪んだ眉毛のような二次影。 これらのプロファイルの境界 自己相似フラクタル構造を示し、これは光子に起因すると考えられます 混沌とした散乱。 特定のパラメータ空間では、リング状の現象も観察されます。 リングの直径はブラック ホールの間隔に関連付けられています。 さらに、ブラックホール同士が十分に近づくと、 シャドウは標準ディスクにマージされる可能性があり、ディスク間のシャドウの縮退を示唆しています。 密集して配置されたトリプル ブラック ホールと単一の巨大な球対称のブラック ホール ブラックホール。 今回明らかになったトリプルブラックホールの影の特徴 この研究は影の形成の分析に潜在的な影響を及ぼします メカニズム、およびブラックホール合体時の重力レンズ プロセス。 |
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| Accurate modeling of the inflationary gravitational waves (GWs) requires time-consuming, iterative numerical integrations of differential equations to take into account their backreaction on the expansion history. To improve computational efficiency while preserving accuracy, we present SageNet (Stiff-Amplified Gravitational-wave Emulator Network), a deep learning framework designed to replace conventional numerical solvers. SageNet employs a Long Short-Term Memory architecture to emulate the present-day energy density spectrum of the inflationary GWs with possible stiff amplification, $\Omega_\mathrm{GW}(f)$. Trained on a data set of 25,689 numerically generated solutions, SageNet allows accurate reconstructions of $\Omega_\mathrm{GW}(f)$ and generalizes well to a wide range of cosmological parameters; 89.3% of the test emulations with randomly distributed parameters exhibit errors of under 4%. In addition, SageNet demonstrates its ability to learn and reproduce the artificial, adaptive sampling patterns in numerical calculations, which implement denser sampling of frequencies around changes of spectral indices in $\Omega_\mathrm{GW}(f)$. The dual capability of learning both physical and artificial features of the numerical GW spectra establishes SageNet as a robust alternative to exact numerical methods. Finally, our benchmark tests show that SageNet reduces the computation time from tens of seconds to milliseconds, achieving a speed-up of ~$10^4$ times over standard CPU-based numerical solvers with the potential for further acceleration on GPU hardware. These capabilities make SageNet a powerful tool for accelerating Bayesian inference procedures for extended cosmological models. In a broad sense, the SageNet framework offers a fast, accurate, and generalizable solution to modeling cosmological observables whose theoretical predictions demand costly differential equation solvers. | インフレーション重力波 (GW) の正確なモデリングには、次のことが必要です。 時間のかかる微分方程式の反復数値積分 拡大の歴史に対する彼らの反応を考慮に入れてください。 改善するには 精度を維持しながら計算効率を向上させるため、SageNet を提案します。 (Stiff-Amplified Gravitational-wave Emulator Network)、深層学習 従来の数値ソルバーを置き換えるように設計されたフレームワーク。 SageNet は、 現在のエネルギー密度をエミュレートする長期短期記憶アーキテクチャ 硬い増幅の可能性があるインフレーションGWのスペクトル、 $\Omega_\mathrm{GW}(f)$。 数値的に生成された 25,689 のデータセットでトレーニング ソリューションでは、SageNet により $\Omega_\mathrm{GW}(f)$ の正確な再構築が可能になります。 広範囲の宇宙論的パラメーターをうまく一般化します。 89.3% ランダムに分布したパラメータを使用したテスト エミュレーションでは、以下のエラーが発生します。 4%。 さらに、SageNet は、 数値計算における人為的で適応的なサンプリング パターン。 スペクトルインデックスの変化付近の周波数のより高密度のサンプリングを実装します。 $\Omega_\mathrm{GW}(f)$。 身体的な学習と学習の両方を行う二重の能力 数値 GW スペクトルの人為的特徴により、SageNet が堅牢なネットワークとして確立されます。 正確な数値的手法の代替。 最後に、私たちのベンチマークテストは次のことを示しています。 SageNet は計算時間を数十秒からミリ秒に短縮します。 標準的な CPU ベースの数値ソルバーと比較して ~$10^4$ 倍の高速化を達成 GPU ハードウェアでさらに高速化できる可能性があります。 これらの機能 SageNet を、ベイジアン推論手順を高速化するための強力なツールにします。 拡張された宇宙論モデル。 広い意味で、SageNet フレームワークは以下を提供します。 宇宙論的観測量をモデル化するための高速、正確、一般化可能なソリューション その理論的予測には高価な微分方程式ソルバーが必要です。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This paper discusses how particle production from the vacuum can be explained by local analysis when the field theory is defined by differential geometry on curved manifolds. We have performed the local analysis in a mathematically rigorous way, respecting the Markov property. The exact WKB is used as a tool for extracting non-perturbative effect from the local system. After a serious application of the differential geometry and the exact WKB to particle production, we show that entanglement does not appear in the Unruh effect as far as the standard formulation by the differential geometry is valid. This result should not be attributed to a consistency problem between the ``entanglement state'' and the ``standard field theory by differential geometry'', but to the fact that the conventional calculation of the Unruh effect is done by extrapolation which is not consistent with the differential geometry. The situation is similar to that of the Dirac monopole, but topology is not relevant and the basis for building field theories in differential geometry is strongly involved. | この論文では、真空からの粒子生成をどのように説明できるかについて説明します。 場の理論が微分幾何学によって定義される場合の局所解析による 湾曲したマニホールド。 数学的に局所解析を実行しました。 マルコフ特性を尊重した厳密な方法。 正確な WKB がツールとして使用されます ローカルシステムから非摂動効果を抽出します。 深刻な問題の後 微分幾何学と正確な WKB の粒子への適用 本番では、ウンルー効果にエンタングルメントが現れないことを示します。 微分幾何学による標準定式化が有効である限り。 これ 結果は、 「もつれ状態」と「微分による標準場理論」 幾何学」ですが、ウンルーの従来の計算は 効果は外挿によって行われますが、差分と一致しません。 幾何学。 状況はディラックモノポールの状況と似ていますが、トポロジーは 関連性はなく、微分における場の理論を構築するための基礎となります。 幾何学が大きく関係しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We employ linearized quantum gravity to show that gravitational redshift occurs as a purely quantum process. To achieve our goal we study the interaction between propagating photonic wave-packets and gravitons. Crucially, the redshift occurs as predicted by general relativity but arises in flat spacetime in the absence of curvature. In particular, redshift as a classical gravitational effect can be understood as a mean-field process where an effective interaction occurs between the photon and gravitons in an effective highly-populated coherent state. These results can help improve our understanding of the quantum nature of gravity in the low energy and low curvature regime. | 線形化された量子重力を使用して、重力赤方偏移を示します。 純粋に量子プロセスとして発生します。 私たちの目標を達成するために、私たちは以下を研究します 伝播するフォトニック波束と重力子の間の相互作用。 重要なことは、 赤方偏移は一般相対性理論の予測どおりに発生しますが、平坦に発生します。 曲率のない時空。 特に、古典的な赤方偏移 重力の効果は、平均場過程として理解できます。 効果的な相互作用は、光子と重力子の間で効果的に発生します。 人口の多い一貫した国家。 これらの結果は、当社の改善に役立ちます。 低エネルギーおよび低温における重力の量子的性質の理解 曲率レジーム。 |
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| We numerically construct compact stars in the scalar-tensor theory of gravity with non-minimal derivative coupling of a scalar field to the curvature and nonzero cosmological constant. There are two free parameters in this model of gravity: the non-minimal derivative coupling parameter $\ell$ and the cosmological constant parameter $\xi$. We study the relationship between the model parameters and characteristic of the neutron star, what allowed us to limit the permissible range of $\xi$ and $\ell$. In particular, in the case $\xi=-1$ the external geometry of the neutron star coincides with the Schwarzschild anti-de Sitter geometry, while the internal geometry of the star differs from the case of the standard gravity theory. Plenty realistic equations of state of neutron star matter were considered. In general the neutron star model in the theory of gravity with a non-minimal derivative coupling does not contradict astronomical data and is viable. | 重力のスカラーテンソル理論でコンパクトな星を数値的に構築します スカラー場の曲率に対する非最小導関数結合を使用し、 ゼロ以外の宇宙定数。 このモデルには 2 つの自由パラメータがあります。 重力: 非最小導関数結合パラメーター $\ell$ と 宇宙定数パラメータ $\xi$。 私たちは以下の関係を研究します。 モデルパラメータと中性子星の特性、何が可能になったのか $\xi$ と $\ell$ の許容範囲を制限します。 特に、次の場合には、 $\xi=-1$ 中性子星の外部形状は、 シュヴァルツシルトの反ド・ジッター幾何学、星の内部幾何学 標準的な重力理論の場合とは異なります。 かなりリアル 中性子星物質の状態方程式が考慮されました。 一般に、 非最小導関数を使用した重力理論の中性子星モデル カップリングは天文学的データと矛盾せず、実行可能です。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This work is motivated by (i) the recently proposed relationship between gravitational tension (through the Kretschmann scalar) and energy density \cite{Estrada:2024uuu} to construct regular black hole (RBH) solutions in Pure Lovelock (PL) gravity, and (ii) the fact that, for PL, the inclusion of a negative cosmological constant $\Lambda<0$ leads to the appearance of a potential curvature singularity \cite{Cai:2006pq}. Thus, by using a particular choice of coupling constants such that the resulting equations of motion for Lovelock gravity have an $n$-fold degenerate ground state (LnFDGS) AdS, we provide a methodology to construct RBH solutions with $\Lambda<0$ using an energy density model analogous to (but different in the definition of gravitational tension from) the one mentioned earlier. Moreover, because relating the gravitational tension to the Kretschmann scalar of the vacuum LnFDGS solution is complicated, we define an alternative version of the Kretschmann scalar suitable for the LnFDGS AdS theory and, consequently, a redefinition of the gravitational tension. Remarkably, we obtain a model where there exists a value $r_*$ slightly greater than the extremal radius, $r_* > r_{ext}$, which could be on the order of the Planck length, such that the solutions of the vacuum AdS black hole and our AdS RBH become indistinguishable. However, at short length scales such that $r < r_*$, quantum effects would arise, causing both cases to differ in their geometry (suppressing the central singularity) and their thermodynamic properties. Additionally, since it is not possible to find analytical relationships between the event horizon, the photon sphere radius, and the shadow size in LnFDGS, we propose a method to numerically and graphically obtain the aforementioned relationships and analyze their physical behavior. | この研究は、(i) 最近提案された以下の関係によって動機付けられています。 重力張力 (クレッチマン スカラーによる) とエネルギー密度 \cite{Estrada:2024uuu} で Pure で通常のブラック ホール (RBH) ソリューションを構築 ラブロック (PL) の重力、および (ii) PL の場合、 負の宇宙定数 $\Lambda<0$ は、 潜在的な曲率特異点 \cite{Cai:2006pq}。 したがって、特定の 結果として得られる運動方程式が次のようになるよう結合定数を選択します。 ラブロック重力には $n$ 倍の縮退基底状態 (LnFDGS) AdS があり、 を使用して $\Lambda<0$ で RBH ソリューションを構築する方法論を提供します。 に類似したエネルギー密度モデル (ただし定義が異なります) 前述のものからの重力張力。 さらに、なぜなら、 重力張力を真空のクレッチマン スカラーに関連付ける LnFDGS ソリューションは複雑なので、代替バージョンを定義します。 LnFDGS AdS 理論に適したクレッチマン スカラー、したがって 重力張力の再定義。 注目すべきことに、次のようなモデルが得られます。 極値半径 $r_* よりわずかに大きい値 $r_*$ が存在します > r_{ext}$、これはプランク長程度になる可能性があり、 真空AdSブラックホールと当社のAdS RBHのソリューションは、 見分けがつかない。 ただし、$r < r_*$ のような短い長さのスケールでは、量子 影響が生じ、両方のケースの形状が異なることになります。 (中心特異点の抑制) とその熱力学的特性。 さらに、間の分析的関係を見つけることは不可能であるため、 LnFDGS の事象の地平線、光子球の半径、および影のサイズ 前述の値を数値的およびグラフ的に取得する方法を提案する 関係を調べ、身体的行動を分析します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a semiclassical study of the Mixmaster cosmology minimally coupled to a massive scalar field in the Hamiltonian formalism, with focus on three distinct scenarios: the classical cosmology coupled to the quantized scalar field, and "effective" cosmology, with spacetime discreteness corrections, coupled to the classical scalar field, and to the quantized scalar field. We find several results: (i) the effective cosmology undergoes several small bounces before expanding, with scalar field excitations rising through the bounce; (ii) anisotropies rise and fall as the universe undergoes a bounce, a feature that is enhanced with matter; (iii) Lyapunov exponents reveal that chaos is reduced in the effective systems compared to the classical case. | 最小限に結合されたミックスマスター宇宙論の半古典的研究を紹介します。 ハミルトン形式主義における大規模なスカラー場への、3 つの点に焦点を当てた 異なるシナリオ: 量子化されたスカラーと結合した古典的宇宙論 時空離散性補正を備えた「効果的な」宇宙論、 古典的なスカラー場と量子化されたスカラー場に結合されます。 私たちは いくつかの結果を見つける: (i) 有効な宇宙論はいくつかの小さな変化を経る スカラー場励起が拡大する前に跳ね返り、 跳ねる; (ii) 宇宙がバウンドするにつれて異方性が増減する。 物質によって強化される機能。 (iii) リアプノフ指数は次のことを明らかにします。 古典的な場合と比較して、効果的なシステムではカオスが減少します。 |
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| We are experiencing a golden age of experimental cosmology, with exact and accurate observations being used to constrain various gravitational theories like never before. Alongside these advancements, energy conditions play a crucial theoretical role in evaluating and refining new proposals in gravitational physics. We investigate the energy conditions (WEC, NEC, DEC, and SEC) for two $f(Q, L_m)$ gravity models using the FLRW metric in a flat geometry. Model 1, $f(Q, L_m) = -\alpha Q + 2L_m + \beta$, features linear parameter dependence, satisfying most energy conditions while selectively violating the SEC to explain cosmic acceleration. The EoS parameter transitions between quintessence, a cosmological constant, and phantom energy, depending on $\alpha$ and $\beta$. Model 2, $f(Q, L_m) = -\alpha Q + \lambda (2L_m)^2 + \beta$, introduces nonlinearities, ensuring stronger SEC violations and capturing complex dynamics like dark energy transitions. While Model 1 excels in simplicity, Model 2's robustness makes it ideal for accelerated expansion scenarios, highlighting the potential of $f(Q, L_m)$ gravity in explaining cosmic phenomena. | 私たちは実験宇宙論の黄金時代を経験しています。 さまざまな重力理論を制約するために使用されている正確な観測 これまでにないほど。 これらの進歩に加えて、エネルギー条件も重要な役割を果たします。 新しい提案を評価し洗練する上で重要な理論的役割 重力物理学。 エネルギー事情（WEC、NEC、DEC、 SEC) フラットにおける FLRW 計量を使用した 2 つの $f(Q, L_m)$ 重力モデル 幾何学。 モデル 1、$f(Q, L_m) = -\alpha Q + 2L_m + \beta$、線形の特徴 パラメータ依存性、選択的にほとんどのエネルギー条件を満たします 宇宙加速を説明するためにSECに違反する。 EoSパラメータの遷移 宇宙定数であるクイン本質とファントムエネルギーの間で、 $\alpha$ と $\beta$。 モデル 2、$f(Q, L_m) = -\alpha Q + \lambda (2L_m)^2 + \beta$、非線形性が導入され、より強力な SEC 違反が保証され、 ダークエネルギー遷移のような複雑なダイナミクスをキャプチャします。 モデル 1 が優れている一方で、 シンプルでありながら、モデル 2 の堅牢性は加速された拡張に最適です $f(Q, L_m)$ 重力の可能性を強調して説明するシナリオ 宇宙現象。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The firewall paradox, a puzzle in black hole physics, depends on an implicit assumption: a rule that allows the infalling and the outside observer to combine their perspectives. However, a recent extension of the Wigner's friend paradox shows that such a combination rule conflicts with quantum theory $\unicode{x2013}$ without involving gravity. This challenges the usual conclusion of the firewall paradox, that standard quantum gravity assumptions are incompatible. More generally, black hole puzzles and Wigner's friend puzzles are closely related by a correspondence. This suggests that the firewall paradox may be a symptom of the same fundamental issue that leads to the extended Wigner's friend paradox. | ファイアウォールのパラドックス、ブラック ホール物理学のパズルは、暗黙の依存関係に依存します。 仮定: 内部の観察者と外部の観察者が次のことを行うことを可能にする規則。 彼らの視点を組み合わせます。 しかし、ウィグナーの友人の最近の延長は、 逆説は、そのような組み合わせ規則が量子論と矛盾することを示しています $\unicode{x2013}$ は重力を必要としません。 これは通常のことに挑戦します ファイアウォールのパラドックス、つまり標準的な量子重力仮定の結論 互換性がありません。 より一般的には、ブラックホール パズルとウィグナーの友人 パズルは対応によって密接に関連しています。 これは、 ファイアウォールのパラドックスは、次の原因となる同じ根本的な問題の症状である可能性があります。 拡張されたウィグナーの友人のパラドックス。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Due to the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect, cosmic microwave background (CMB) temperature and polarization fluctuations are correlated with the gravitational lensing potential. Famously, this induces a CMB three-point function, whose shape can be used to constrain dark energy and modifications to gravity. An analogous effect occurs at higher-order, producing an ISW-lensing trispectrum whose amplitude is hitherto unconstrained. We present a detailed discussion of this effect, and define minimum-variance estimators for the ISW-lensing three- and four-point functions. These are implemented within the PolySpec code, and bear strong similarities to the quadratic estimators used in lensing analyses. Applying these tools to Planck, we obtain strong detections of the bispectrum amplitude (consistent with previous works), but find only weak constraints on the trispectrum, due to a strong cancellation between the various ISW-induced contributions. We additionally forecast the constraints from future datasets, finding that (a) simple estimators for the ISW-lensing bispectrum will be severely limited by non-Gaussian modifications to the covariance, and (b) the ISW-lensing trispectrum will be very challenging to detect even with high-resolution future experiments. We finally consider the induced bias on primordial non-Gaussianity amplitudes (and lensing itself), which we show to be large for the bispectrum (as expected) but negligible for the trispectrum. | 統合されたサックス・ウルフ (ISW) 効果により、宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) 温度と分極の変動は、 重力レンズの可能性。 有名なところでは、これは CMB の 3 ポイントを誘発します。 この関数の形状を使用して、ダーク エネルギーとその変更を制限することができます。 重力。 同様の効果が高次で発生し、ISW レンズ効果が生成されます。 振幅がこれまで制約されていなかったトライスペクトル。 詳細をご紹介します この効果について議論し、最小分散推定量を定義します。 ISW レンズの 3 点および 4 点関数。 これらは、 PolySpec コードであり、で使用される 2 次推定量との強い類似性があります。 レンズ分析。 これらのツールをプランクに適用すると、強力な検出が得られます。 バイスペクトル振幅の (以前の研究と一致)、ただし、 間の強力なキャンセルにより、トライスペクトルに対する弱い制約が生じます。 ISW によるさまざまな貢献。 さらに制約を予測します 将来のデータセットから、(a) ISW レンズの単純な推定量が判明しました。 バイスペクトルは、非ガウス修正によって大幅に制限されます。 (b) ISW レンズのトライスペクトルは非常に困難です。 今後の高解像度の実験でも検出できます。 最後に検討するのは、 原初の非ガウス性振幅 (およびレンズ自体) にバイアスを誘導し、 これは、バイスペクトルでは (予想通り) 大きいですが、無視できることがわかります。 トライスペクトル。 |