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| Original Text | 日本語訳 |
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| We allow the Higgs field $\Phi$ to interact with a dilaton field $\chi$ of the background spacetime via the coupling $\chi^2\,\Phi^\dagger\Phi$. Upon spontaneous gauge symmetry breaking, the Higgs VEV becomes proportional to $\chi$. While traditionally this linkage is employed to make the Planck mass and particle masses dependent on $\chi$, we present an $\textit alternative$ mechanism: the Higgs VEV will be used to construct Planck's constant $\hbar$ and speed of light $c$. Specifically, each open set vicinity of a given point $x^*$ on the spacetime manifold is equipped with a replica of the Glashow-Weinberg-Salam action operating with its own effective values of $\hbar_*$ and $c_*$ per $\hbar_*\propto\chi^{-1/2}(x^*)$ and $c_*\propto\chi^{1/2}(x^*)$, causing these ``fundamental constants'' to vary alongside the dynamical field $\chi$. Moreover, in each open set around $x^*$, the prevailing value $\chi(x^*)$ determines the length and time scales for physical processes occurring in this region as $l\propto\chi^{-1}(x^*)$ and $\tau\propto\chi^{-3/2}(x^*)$. This leads to an $\textit anisotropic$ relation $\tau^{-1}\propto l^{-3/2}$ between the rate of clocks and the length of rods, resulting in a distinct set of novel physical phenomena. For late-time cosmology, the variation of $c$ along the trajectory of light waves from distant supernovae towards the Earth-based observer necessitates modifications to the Lema\^itre redshift relation and the Hubble law. These modifications are capable of: (1) Accounting for the Pantheon Catalog of SNeIa $\textit{through a declining speed of light in an expanding Einstein--de Sitter universe}$, thus avoiding the need for dark energy; (2) Revitalizing Blanchard-Douspis-Rowan-Robinson-Sarkar's CMB power spectrum analysis that bypassed dark energy [A&A 412, 35 (2003)]; and (3) Resolving the $H_0$ tension without requiring a dynamical dark energy component. | ヒッグス場 $\Phi$ が次の膨張場 $\chi$ と相互作用できるようにします。 $\chi^2\,\Phi^\dagger\Phi$ 結合を介した背景時空。 その上 ゲージ対称性が自発的に破れると、ヒッグス VEV は次のように比例します。 $\chi$。 伝統的にこの結合はプランク質量を作るために採用されていますが、 粒子の質量は $\chi$ に依存するため、$\textit の代替$を提示します。 メカニズム: ヒッグス VEV はプランク定数 $\hbar$ を構築するために使用されます。 そして光速 $c$。 具体的には、指定された点の各オープンセット近傍 時空多様体の $x^*$ には、 独自の実効値で動作する Glashow-Weinberg-Salam アクション $\hbar_*\propto\chi^{-1/2}(x^*)$ ごとの $\hbar_*$ と $c_*$、および $c_*\propto\chi^{1/2}(x^*)$ により、これらの「基本定数」が変化します 動的フィールド $\chi$ の横にあります。 さらに、 $x^*$ の周りの各開集合において、 一般的な値 $\chi(x^*)$ が長さと時間スケールを決定します。 $l\propto\chi^{-1}(x^*)$ としてこの領域で発生する物理プロセスと $\tau\propto\chi^{-3/2}(x^*)$。 これにより、$\textit 異方性$ 関係が生じます。 $\tau^{-1}\propto l^{-3/2}$ 時計の速度と棒の長さの間、 その結果、一連の新しい物理現象が生まれます。 遅い時間の場合 宇宙論、光波の軌道に沿った $c$ の変化 地球上の観測者に向かって遠く離れた超新星には修正が必要です Lema\^itre 赤方偏移関係とハッブルの法則。 これらの変更は、 (1) SNeIa $\textit{を通じてパンテオン カタログを説明する 膨張するアインシュタイン・デ・ジッター宇宙における光の速度の低下}$、したがって ダークエネルギーの必要性を回避する。 (2) 活性化 Blanchard-Douspis-Rowan-Robinson-Sarkar の CMB パワー スペクトル解析 暗エネルギーを回避 [A&A 412, 35 (2003)]。 (3) $H_0$ 緊張の解決 動的ダークエネルギーコンポーネントを必要とせずに。 |
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| This paper explores the relativistic quantum motion of scalar bosons in the presence of mixed topological defects: cosmic strings and global monopoles. The Klein-Gordon equation with generalized Coulomb potentials is analyzed in this background. The effects of these topological defects on the equations of motion, phase shifts, and the S-matrix are examined in detail. Bound state solutions are derived from the poles of the S-matrix. We provide analytical expressions for the energy spectrum of bound states, with particular attention to how the parameters of scalar and vector potentials affect the behavior of the system. Furthermore, we explore particular cases involving pure scalar, vector, and mixed scalar-vector potentials, showing how these scenarios impose particular conditions on the existence of bound states. Our results indicate that the solutions obtained associated with scattering and bound states depend significantly on the parameters of the topological defects. | この論文は、スカラー粒子の相対論的量子運動を調査します。 混合トポロジカル欠陥の存在: 宇宙ひもと全球モノポール。 の 一般化されたクーロンポテンシャルを使用したクライン・ゴードン方程式がここで分析されます。 背景。 これらのトポロジカル欠陥が次の方程式に及ぼす影響は、 動き、位相シフト、S マトリックスが詳細に検査されます。 バインド状態 解は S 行列の極から導出されます。 分析的なものを提供します 特に注意を払った束縛状態のエネルギースペクトルの式 スカラーポテンシャルとベクトルポテンシャルのパラメータがどのように動作に影響を与えるかについて システム。 さらに、純粋なスカラーを含む特定のケースを調査します。 ベクトル、およびスカラーとベクトルの混合ポテンシャル。 これらのシナリオがどのように影響するかを示します。 束縛状態の存在に関する特定の条件。 私たちの結果が示しているのは、 散乱状態と束縛状態に関連して得られる解は依存すること トポロジカル欠陥のパラメータに大きく影響します。 |
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| We investigate the non-Gaussianity of second-order matter density perturbations induced by primordial gravitational waves (GWs). These tensor-induced scalar modes arise from local fluctuations in the GWs energy density, which is quadratic in tensor perturbations. The resulting second-order density contrast follows a chi-squared distribution, naturally exhibiting significant non-Gaussianity. We compute the bispectrum of these tensor-induced scalar modes and analyze its dependence on various primordial GWs power spectra, including scale-invariant, blue-tilted, Gaussian-bump, and monochromatic sources. We find that the bispectrum shape is inherently sensitive to the underlying GWs spectrum by construction. In particular, Gaussian-bump and monochromatic sources produce a strong signal peaking in the equilateral configuration, similar to the effect of scalar-induced tensor modes. Our findings reveal a new way to probe primordial GWs via galaxy surveys and highlight a unique feature of tensor-induced density perturbations, otherwise mimicking linear ones on sub-horizon scales. | 二次物質密度の非ガウス性を調べる 原始重力波 (GW) によって引き起こされる摂動。 これら テンソル誘起スカラー モードは、GW エネルギーの局所的な変動から発生します。 密度。 テンソル摂動では二次関数です。 結果として得られる二次 密度コントラストはカイ二乗分布に従い、自然に次のようになります。 顕著な非ガウス性。 これらのテンソル誘起のバイスペクトルを計算します。 スカラー モードを解析し、さまざまな原始 GW の電力への依存性を分析します。 スケール不変、青傾斜、ガウスバンプなどのスペクトル モノクロソース。 バイスペクトルの形状は本質的に 構造上、基礎となる GW スペクトルの影響を受けやすくなっています。 特に、 ガウス バンプおよび単色ソースは、ピークに達する強い信号を生成します。 等辺配置、スカラー誘起テンソルの効果と同様 モード。 私たちの発見により、銀河調査を通じて原始GWを調査する新しい方法が明らかになりました テンソル誘起密度摂動のユニークな特徴を強調します。 それ以外の場合は、サブホライズン スケールで線形のものを模倣します。 |
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| For most galaxies in the cosmos, our knowledge of their motion is limited to line-of-sight velocities from redshift observations. To determine the radial velocity between two galaxies the minor and major infall models were established by Karachentsev and Kashibadze (2006). Regardless of the background cosmology, our derivations reveal that these infall models approximate the total radial velocity between two galaxies by two different projections employing different information about the system. For galaxies having small angular separations $\theta$, all infall models agree that the radial velocity is the difference of their line-of-sight components. Applying these models to ca. $500$ halos of the Illustris-3 simulation, we find the perpendicular and tangential velocity parts to be non-negligible for more than 90% of all, more than 5000 infalling subhalos. Thus, even for $\theta < 10$ deg, the infall-model velocities deviate from the true radial velocity. Only for 30% we found the true one lay between the minor and major infall velocity. However, the infall models yield robust upper and lower bounds to the true radial velocity dispersion. Observed under $\theta < 10$ deg the velocity dispersion inferred from the sole difference of line-of-sight velocity components even coincides with the true one, justifying this approach for high-redshift groups and clusters. Based on these findings, we predict the radial velocity dispersion of the M81-group from the minor infall model (upper bound) $\sigma_{\mathrm{r,min}} = (193 \pm 42)~\mbox{km}/\mbox{s}$, from the major infall model (lower bound) $\sigma_{\mathrm{r,maj}} = (129 \pm 64) ~\mbox{km}/\mbox{s}$ and $\sigma_\mathrm{r,\Delta v} = (102 \pm 36)~\mbox{km}/\mbox{s}$ from the line-of-sight-velocity difference. | 宇宙のほとんどの銀河について、その運動に関する私たちの知識は以下に限られています。 赤方偏移観測からの視線速度。 半径を決定するには 2 つの銀河間の速度、小銀河と大銀河の降下モデルは Karachentsev と Kashibadze によって設立されました (2006 年)。 背景に関係なく 宇宙論によれば、私たちの導出により、これらの降下モデルは次のように近似していることが明らかになります。 2 つの異なる投影法による 2 つの銀河間の総動径速度 システムに関するさまざまな情報を利用します。 小さい銀河の場合 角度分離 $\theta$ 、すべての落下モデルは、半径方向速度が は、見通し線コンポーネントの違いです。 これらのモデルを適用すると、 およそIllustris-3 シミュレーションの $500$ のハロー、垂直と 接線速度部分が全体の 90% 以上で無視できなくなります。 5000以上のサブハローが降り注ぐ。 したがって、$\theta < 10$ 度の場合でも、 落下モデルの速度は、真の半径方向速度から逸脱します。 30％だけ私たちは 本当の速度は、マイナーな落下速度とメジャーな落下速度の間にあることを発見しました。 しかし、 インフォールモデルは、真の動径に対する堅牢な上限と下限を生成します。 速度分散。 $\theta < 10$ deg の速度分散で観測 視線速度成分の唯一の違いから推測しても は真の値と一致し、高赤方偏移グループに対するこのアプローチが正当化されます。 そしてクラスター。 これらの結果に基づいて、動径速度を予測します。 マイナーインフォールモデルからの M81 グループの分散 (上限) $\sigma_{\mathrm{r,min}} = (193 \pm 42)~\mbox{km}/\mbox{s}$、メジャーから infall モデル (下限) $\sigma_{\mathrm{r,maj}} = (129 \pm 64) ~\mbox{km}/\mbox{s}$ および $\sigma_\mathrm{r,\Delta v} = (102 \pm 36) 視線速度差から~\mbox{km}/\mbox{s}$。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In the context of Palatini gravity, $F(R,X)$ models, with X the inflaton kinetic term, are characterized by the appealing property of generating asymptotically flat inflaton potentials. In this paper, we study the case of a Jordan frame potential which is positive and bounded, specifically, natural inflation. We compute the CMB observables and show that for a wide class of $F(R,X)$ theories, including the quadratic one, natural inflation is still viable. | パラティーニ重力のコンテキストでは、$F(R,X)$ モデル、X はインフレトン 運動学的用語は、生成するという魅力的な特性によって特徴付けられます。 漸近的に平坦なインフレトンポテンシャル。 この論文では、次のようなケースを研究します。 ポジティブで限定された、特に自然なジョーダン フレーム ポテンシャル インフレーション。 CMB オブザーバブルを計算し、幅広いクラスについてそれを示します。 二次関数を含む $F(R,X)$ 理論では、自然インフレは依然として 実行可能です。 |
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| We study the thermodynamics of a non-singular black hole model with effective quantum corrections motivated by Loop Quantum Gravity (LQG). The effective geometry has a transition surface that connects trapped and anti-trapped regions with the same mass. There is a minimum mass for which the horizon temperature and Komar energy are zero, and the black hole stops its Hawking evaporation. For horizons above this limit, we present the grey-body factors, emission spectra, and the mass loss rate, solving a one-dimensional Schrdinger-type equation with an effective short-range potential barrier for massless fields of spins 0, 1/2, 1 and 2. | 私たちは、効果的な非特異ブラック ホール モデルの熱力学を研究します。 ループ量子重力 (LQG) によって引き起こされる量子補正。 効果的なのは ジオメトリには、トラップとアンチトラップを接続する遷移サーフェスがあります。 同じ質量を持つ領域。 地平線が到達する最小質量があります。 温度とコマールエネルギーはゼロになり、ブラックホールはホーキングを停止します 蒸発。 この制限を超える地平線については、灰色体因子を提示します。 発光スペクトルと質量損失率を計算し、一次元の計算を解きます。 有効な短距離ポテンシャル障壁を備えたシュルディンガー型方程式 スピン 0、1/2、1、2 の質量のない場。 |
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| We present an evaluation of how site dependent noise can affect the signal to noise ratio (SNR) of compact binary coalescence (CBC) signals in the future 3rd generation gravitational wave (GW) detector Einstein Telescope (ET). The design of ET is currently pushing the scientific community to study its scientific potential with respect to known, and possibly unexpected, GW signals using its design sensitivity curves. However, local ambient noise may have an impact on the ET sensitivity at low frequency and therefore affect the SNR of CBC signals at low frequency. Therefore, we study the impact of ambient noise on the ET sensitivity curve at the two sites candidate to host ET - Sardinia, in Italy, and the Euregio Meuse-Rhine (EMR) at the Netherlands-Belgium border - and infer the impact on the ET sensitivity curve and how the SNR of CBC signals at low frequencies is affected. We find that Sardinia shows results which are on par, if not better, than the design case. On the other hand, ambient noise for the current EMR sensitivity curve in Terziet causes a higher degradation of the SNR performances. | サイトに依存するノイズが信号にどのような影響を与えるかについての評価を示します。 将来のコンパクトバイナリ合体(CBC)信号の雑音比(SNR) 第3回 重力波 (GW) 検出器アインシュタイン望遠鏡 (ET) の生成。 デザイン ET の研究者は現在、科学コミュニティにその科学的研究を奨励しています。 既知の、そしておそらく予想外の GW 信号に関する可能性を、 感度曲線を設計します。 ただし、局所的な周囲騒音が影響を与える可能性があります。 低周波数での ET 感度が低下するため、CBC 信号の SNR に影響します。 低周波で。 したがって、ET に対する周囲ノイズの影響を研究します。 ET のホスト候補となる 2 つの地点 - イタリアのサルデーニャ島における感度曲線 そしてオランダとベルギーの国境にあるエウレジオ・ムーズ・ライン川（EMR） - そして推測します ET 感度曲線への影響と、CBC 信号の SNR が低レベルでどのように変化するか 周波数が影響を受けます。 サルデーニャが同等の結果を示していることがわかりました。 良くないにしても、デザインケースよりも優れています。 一方、周囲の騒音は、 Terziet の現在の EMR 感度曲線は SNR の大幅な低下を引き起こします パフォーマンス。 |
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| We study and prove properties of the minimax formulation of the HRT holographic entanglement entropy formula, which involves finding the maximal-area surface on a timelike hypersurface, or time-sheet, and then minimizing over the choice of time-sheet. In this formulation, the homology condition is imposed at the level of the spacetime: the homology regions are spacetime volumes rather spatial regions. We show in particular that the smallest minimax homology region is the entanglement wedge. The minimax prescription suggests a way to construct a graph model for time-dependent states, a weighted graph on which min cuts compute HRT entropies. The existence of a graph model would imply that HRT entropies obey the same inequalities as RT entropies, in other words that the RT and HRT entropy cones coincide. Our construction of a graph model relies on the time-sheets obeying a certain ``cooperating'' property, which we show holds in some examples and for which we give a partial proof; however, we also find scenarios where it may fail. | HRT のミニマックス定式化の特性を研究し、証明します。 ホログラフィックエンタングルメントエントロピー式。 時間のような超曲面、またはタイムシート上の最大面積曲面、そして タイムシートの選択を最小限に抑えます。 この定式化では、相同性は 条件は時空のレベルで課されます: 相同性領域は 空間領域ではなく時空ボリューム。 特に次のことを示します。 最小のミニマックス相同性領域はエンタングルメントウェッジです。 ミニマックス 処方箋は、時間依存性のグラフ モデルを構築する方法を提案します。 状態、最小カットが HRT エントロピーを計算する加重グラフ。 存在 グラフ モデルの場合、HRT エントロピーは次と同じ不等式に従うことが暗示されます。 RT エントロピー、言い換えれば、RT エントロピー コーンと HRT エントロピー コーンが一致すること。 私たちの グラフ モデルの構築は、特定の条件に従うタイムシートに依存します。 「協力的」性質。 これはいくつかの例で当てはまりますが、 部分的な証明を与える。 ただし、失敗する可能性があるシナリオも見つかります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Next-generation gravitational-wave detectors are expected to constrain the properties of extreme density matter via observations of static and dynamical tides in binary neutron star inspirals. The required modelling is straightforward in Newtonian gravity -- where the tide can be represented in terms of a sum involving the star's oscillation modes -- but not yet fully developed in general relativity -- where the mode-sum approach is problematic. As a step towards more realistic models, we are motivated to explore the post-Newtonian (pN) approach to the problem (noting that the modes should still provide an adequate basis for a tidal expansion up to 2pN order). Specifically, in this paper we develop the pN framework for neutron star oscillations and explore to what extent the results remain robust for stars in the strong-field regime. Our numerical results show that the model is accurate for low-mass stars ($\lesssim 0.8M_{\odot}$), but becomes problematic for more massive stars. However, we demonstrate that the main issues can be resolved (at the cost of abandoning the consistency of the pN expansion) allowing us to extend the calculation into the neutron star regime. For canonical neutron stars ($\approx 1.4M_\odot$) our adjusted formulation provides the fundamental mode of the star with an accuracy comparable to that of the relativistic Cowling approximation. For lower mass stars, our approach is significantly better. | 次世代の重力波検出器は、 静的および動的観察による超高密度物質の特性 連星中性子星の潮汐がインスピレーションを与える。 必要なモデリングは、 ニュートン重力では簡単です -- 潮汐は次のように表現できます。 星の振動モードを含む合計の条件 -- しかし、まだ完全ではない 一般相対性理論で開発されました。 モード和アプローチには問題があります。 より現実的なモデルへのステップとして、私たちは次のことを探求することに意欲を持っています。 問題に対するポストニュートン (pN) アプローチ (モードは依然として必要であることに注意) 最大 2pN オーダーまでの潮汐拡大の適切な基礎を提供します）。 具体的には、 この論文では、中性子星振動のための pN フレームワークを開発し、 強力な分野のスターの結果がどの程度堅牢なままであるかを調査する 政権。 数値結果は、このモデルが低質量に対して正確であることを示しています 星 ($\lesssim 0.8M_{\odot}$) ですが、より大規模になると問題が発生します 星。 ただし、主要な問題は解決できることを示しています ( pN 拡張の一貫性を放棄するコスト) を拡張できるようになります。 中性子星体制への計算。 正準中性子星の場合 ($\約 1.4M_\odot$) 調整された公式は基本モードを提供します 相対論的カウリングの精度に匹敵する精度で星の位置を測定します。 近似。 低質量星の場合、私たちのアプローチは大幅に優れています。 |
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| We present a class of relativistic fluid models for cold and dense matter with bulk viscosity, whose equilibrium equation of state is polytropic. These models reduce to Israel-Stewart theory for small values of the viscous stress $\Pi$. However, when $\Pi$ becomes comparable to the equilibrium pressure $P$, the evolution equations "adjust" to prevent the onset of far-from-equilibrium pathologies that would otherwise plague Israel-Stewart. Specifically, the equations of motion remain symmetric hyperbolic and causal at all times along any continuously differentiable flow, and across the whole thermodynamic state space. This means that, no matter how fast the fluid expands or contracts, the hydrodynamic equations are always well-behaved (away from singularities). The second law of thermodynamics is enforced exactly. Near equilibrium, these models can accommodate an arbitrarily complicated dependence of the bulk viscosity coefficient $\zeta$ on both density and temperature. | 冷たく高密度の物質に対する相対論的流体モデルのクラスを紹介します。 バルク粘度を持ち、その平衡状態方程式はポリトロピックです。 これら 粘性応力の値が小さい場合、モデルはイスラエル・スチュワート理論に帰着します。 $\Pi$。 しかし、$\Pi$ が平衡圧力 $P$ に匹敵すると、 進化方程式は平衡から程遠い状態が始まるのを防ぐために「調整」される そうでなければイスラエル・スチュワートを苦しめるであろう病理。 具体的には、 運動方程式は常に対称双曲線であり、因果関係を保ちます。 連続微分可能な流れ、および熱力学状態全体にわたる 空間。 これは、流体がどれほど速く膨張または収縮しても、 流体力学方程式は常に (特異点から離れて) 適切に動作します。 の 熱力学の第二法則が正確に適用されます。 平衡に近い状態では、これらは モデルはバルクの任意の複雑な依存関係に対応できます。 密度と温度の両方に対する粘性係数 $\zeta$ 。 |
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| The thermodynamics in the extended phase space of a quantum corrected black hole (BH) proposed recently is presented in this work. Our study shows that the phase transition behavior of the BH is analogous to that of conventional Schwarzschild BH in anti-de Sitter (AdS) space; however, a critical temperature exists such that when the BH temperature exceeds this critical value, the small BH phase and the large BH phase become separated, and no phase transition occurs. Due to the introduction of the quantum parameter $\xi$, the BH equation of state splits into two branches. One branch reduces to the Schwarzschild-AdS case as $\xi\to0$, with its phase transition pressure lower than the critical pressure; another branch's phase transition pressure is greater than the critical pressure. We further investigate the temperature curve and the isobaric heat capacity of the BH. The results show that the $T-r_{+}$ phase transition and heat capacity behavior are very similar to those of the Schwarzschild-AdS BH, with the small BH phase exhibiting a negative heat capacity (unstable phase) and the large BH phase exhibiting a positive heat capacity (stable phase). Furthermore, owing to the corrected first law, the Gibbs free energy curve becomes smooth near the phase transition point. Moreover, we examine the Joule-Thomson expansion of the BH. The constant mass expansion process of the BH is divided into two stages: in the earlier stage, the BH pressure increases until it reaches a maximum; in the later stage, the pressure gradually decreases. Consequently, the inversion curve is also divided into two branches: one corresponding to the inversion point that may be experienced during the earlier stage and the other corresponding to the inversion point during the later stage. In addition, each expansion stage has a minimum inversion mass, below which any BH (in each respective stage) has no inversion point. | 量子補正されたブラックの拡張位相空間における熱力学 この研究では、最近提案されたホール (BH) を紹介します。 私たちの研究によると、 BH の相転移挙動は従来の相転移挙動と類似しています。 アンチ・ド・ジッター（AdS）空間のシュヴァルツシルトBH。 ただし、臨界温度 BH 温度がこの臨界値を超えると、小さな BH相と大きなBH相が分離し、相転移が起こらない が発生します。 量子パラメータ $\xi$ の導入により、BH 方程式は 州は 2 つの部門に分かれます。 1 つの分岐は Schwarzschild-AdS に還元されます。 $\xi\to0$ の場合、相転移圧力は臨界圧力より低い プレッシャー;別のブランチの相転移圧力は、 臨界的なプレッシャー。 さらに温度曲線と BH の等圧熱容量。 結果は、$T-r_{+}$ フェーズが 遷移と熱容量の挙動は、 Schwarzschild-AdS BH、小さな BH 相が負の熱を示す 容量（不安定相）と正の熱を示す大きな BH 相 容量（安定期）。 さらに、修正された第一法則により、 ギブスの自由エネルギー曲線は、相転移点付近で滑らかになります。 さらに、BH のジュール・トムソン展開を調べます。 一定の質量 BH の拡張プロセスは 2 つの段階に分かれています。 初期段階では、 BH 圧力は最大値に達するまで増加します。 後の段階では、 徐々に圧力が下がっていきます。 したがって、反転曲線も分割されます 2 つの分岐に分岐します。 1 つは反転点に対応します。 初期段階で経験したものと、それに対応するもの 後期の反転ポイント。 さらに、各拡張ステージには 最小反転質量。 これを下回ると (それぞれの段階の) BH が存在しなくなります。 反転ポイント。 |
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| We explore entanglement harvesting using two Unruh-DeWitt (UDW) detectors linearly coupled to the scalar density of a massless spin-1/2 field in 1+1 Schwarzschild spacetime. We consider different vacua, including the Boulware, Hartle Hawking-Israel (HHI), and Unruh vacua, and investigate various configurations depending on the choice of 2-bein in the interaction Hamiltonian. We find that the transition rate of the static UDW detector exhibits the expected Planckian behavior in the HHI state, while the Unruh state leads to the Helmholtz free energy density of a bosonic or fermionic thermal bath corresponding to the static or conformal 2-bein respectively. Further, we observe that the anti-Hawking effect enhances the entanglement between the two detectors while the gravitational redshift and Hawking radiation decreases it. In particular, due to the presence of the anti-Hawking effect, the mutual information and concurrence near the event horizon can be non-zero even for static detectors with static 2-bein, which is in contrast with the case of scalar field. We also show that the near-horizon entanglement properties for static detectors in the HHI state have similar behaviour with those in Minkowski vacua for uniformly accelerated detectors in Rindler spacetime. Conclusions are discussed. | 2 つの Unruh-DeWitt (UDW) 検出器を使用してエンタングルメント ハーベスティングを探索します スカラー密度に線形結合 1+1 シュヴァルツシルト時空における質量のないスピン 1/2 場の存在。 検討します Boulware、Hartle Hawking-Israel (HHI)、Unruh などのさまざまな真空 vacua を選択し、2-bein の選択に応じてさまざまな構成を調査します。 で 相互作用ハミルトニアン。 静的 UDW の遷移率が 検出器は予想されるプランク分布を示します HHI 状態では動作しますが、Unruh 状態ではヘルムホルツ フリーにつながります。 ボソン粒子またはフェルミ粒子のエネルギー密度 それぞれ静的または等角 2-bein に対応するサーマルバス。 さらに、我々は反ホーキング派が この効果は 2 つの検出器間のもつれを強化しますが、 重力赤方偏移とホーキング放射 それを減らします。 特に、アンチホーキング効果の存在により、 相互情報と合意 事象の地平線付近では、静的信号を備えた静的検出器であってもゼロ以外の値になる可能性があります。 場合とは対照的な 2-bein スカラー場の値。 また、地平線に近いもつれの特性が HHI 状態の静電気検出器の場合、 一様加速のミンコフスキー真空と同様の挙動 リンドラー時空の探知機。 結論 議論されています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The motion of an extended, but still weakly gravitating body in general relativity can often be determined by a set of conserved quantities. Much like for geodesic motion, a sufficient number of conserved quantities allows the motion to be solved by quadrature. Under the gravitational self-force (relaxing the "weakly gravitating" assumption), the motion can then be described in terms of the evolution these "conserved quantities". This evolution can be calculated using the (local) self-force on the body, but such an approach is computationally intensive. To avoid this, one often uses flux-balance laws: relationships between the average evolution (capturing the dissipative dynamics) and the values of the field far away from the body, which are far easier to compute. In the absence of spin, such a flux-balance law has been proven in [Isoyama et al., 2019] for any of the conserved action variables appearing in a Hamiltonian formulation of geodesic motion in the Kerr spacetime. In this paper, we derive a corresponding flux-balance law, to linear order in spin, directly relating average rates of change to the flux of a conserved current through the horizon and out to infinity. In the absence of spin, this reproduces results consistent with those in [Isoyama et al., 2019]. To linear order in spin, we construct flux-balance laws for four of the five constants of motion for spinning bodies in the Kerr spacetime, although not in a practical form. However, this result provides a promising path towards deriving the flux-balance law for the (generalized) Carter constant. | 一般的に、引き伸ばされたもののまだ弱い重力を持った物体の動き 相対性理論は、多くの場合、一連の保存された量によって決定できます。 とても似ています 測地線運動の場合、十分な数の保存量があれば、 求積法で解く運動。 自力重力下（リラックス） 「弱い重力」の仮定)、動きは次の用語で説明できます。 進化のこれらの「保存量」。 この進化は計算できる 身体の（局所的な）自力を使用しますが、そのようなアプローチは 計算量が多い。 これを避けるために、多くの場合、磁束平衡の法則が使用されます。 平均進化間の関係（散逸の捕捉） ダイナミクス）と、身体から遠く離れたフィールドの値。 計算が簡単になります。 スピンが存在しない場合、このような磁束平衡則は成り立ちます。 保存されたアクション変数のいずれかについて [Isoyama et al., 2019] で証明されている カーにおける測地線運動のハミルトニアン定式化に現れる 時空。 この論文では、線形に対応する磁束平衡則を導き出します。 スピンの秩序、平均変化率をスピンの磁束に直接関係付ける 地平線を通って無限に広がる保存電流。 ない場合 スピン、これは [Isoyama et al., 2019] の結果と一致する結果を再現します。 スピンの線形秩序のために、5 つのうち 4 つについて磁束平衡則を構築します。 カー時空ではないものの、カー時空における回転する物体の運動定数 実用的な形。 しかし、この結果は、 (一般化された) カーター定数の磁束平衡則を導き出します。 |
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| Fast Radio Bursts (FRBs) have emerged as powerful probes in cosmology. An optimized method for extracting the cosmic baryon density from localized FRBs, based on maximizing the joint likelihood function of the extragalactic dispersion measure ($\mathrm{DM}_{\mathrm{ext}}$), was proposed by Macquart et al. [Nature 581, 391 (2020)]. In this Letter, we identify a crucial term that was omitted in their derivation of the probability density function (PDF) for $\mathrm{DM}_{\mathrm{ext}}$. Using simulated FRB data, we demonstrate that neglecting this term leads to a systematic bias in the inferred cosmic baryon density, with deviations exceeding the $1\sigma$ confidence level. This highlights the importance of the missing term for the reliable cosmological application of FRBs. Furthermore, employing a sample of 88 real localized FRBs, we find that the baryon density derived using the original PDF by Macquart et al. is inconsistent with the Planck 2018 CMB data, while our corrected PDF yields a result in excellent agreement. We conclude that the omitted term is essential and must be included in order to obtain accurate cosmological constraints from FRB observations. | 高速電波バースト (FRB) は、宇宙論における強力な探査機として登場しました。 アン 局所的な FRB から宇宙バリオン密度を抽出するための最適化された方法、 銀河系外の共同尤度関数の最大化に基づく 分散尺度 ($\mathrm{DM}_{\mathrm{ext}}$) は Macquart らによって提案されました アル。 [Nature 581, 391 (2020)]。 この手紙では、次のような重要な用語を特定します。 の確率密度関数 (PDF) の導出では省略されました。 $\mathrm{DM}_{\mathrm{ext}}$。 シミュレートされた FRB データを使用して、次のことを示します。 この用語を無視すると、推定される宇宙バリオンの体系的な偏りにつながります。 密度、偏差が $1\sigma$ 信頼水準を超えています。 これ 信頼できる宇宙論にとって欠落している項の重要性を強調している FRBの適用。 さらに、88 個の実際のローカライズされた FRB のサンプルを使用して、 バリオン密度は Macquart らによるオリジナルの PDF を使用して導出されたことがわかります。 アル。 Planck 2018 CMB データと矛盾していますが、修正された PDF 非常に一致した結果が得られます。 省略された用語は次のように結論付けられます。 必須であり、正確な宇宙論を得るために含める必要があります FRB観測からの制約。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The strong gravitational field of a black hole bends light, forming multi-level images, yet extracting precise spacetime information from them remains challenging. In this study, we investigate how gravitational lensing leaves unique and detectable signatures in black hole movies using autocorrelation analysis. By examining the two-dimensional autocorrelation of a movie depicting a hotspot orbiting a Kerr black hole, as viewed by a near-axis observer, we identify a persistent secondary peak structure induced by gravitational lensing. Notably, these secondary peaks converge to a fixed point in the time-angle lag domain, largely independent of the hotspot's orbital radius. This key property suggests that combining future black hole flare observations with advanced autocorrelation analysis could effectively disentangle lensing effects from orbital dynamics, enabling direct measurement of black hole parameters. Our findings establish autocorrelation as a powerful tool for probing spacetime geometry, offering new insights into gravitational physics through time-resolved black hole images. | ブラックホールの強い重力場は光を曲げ、 マルチレベル画像でありながら、そこから正確な時空情報を抽出する 挑戦的なままです。 この研究では、重力レンズがどのように起こるかを調査します。 を使用して、ブラック ホール ムービーにユニークで検出可能な痕跡を残します。 自己相関分析。 の二次元自己相関を調べることにより、 近軸から見た、カー ブラック ホールを周回するホットスポットを描いた映画 観測者は、 重力レンズ。 注目すべきことに、これらの二次ピークは固定点に収束します。 時間角ラグ領域では、ホットスポットの軌道とはほとんど独立しています 半径。 この重要な特性は、将来のブラック ホール フレアの組み合わせを示唆しています。 高度な自己相関分析を使用した観測により、効果的に レンズ効果を軌道力学から解きほぐし、直接測定を可能にする ブラックホールパラメータの説明。 私たちの調査結果は、自己相関が強力な相関関係であることを証明しています。 時空幾何学を調査し、重力についての新たな洞察を提供するツール 時間分解ブラックホール画像による物理学。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the realization of quintom scenario for dynamical dark energy within modified gravity theories that can efficiently fit the recent observational datasets. Starting from a general effective field theory formulation of dark energy in metric-affine geometry, we derive the background action in unitary gauge and we demonstrate how both $f(T)$ and $f(Q)$ gravity can naturally realize quintom behavior through appropriate forms and parameter choices. Additionally, using the Gaussian process reconstruction of the latest DESI DR2 BAO data combined with SNe and CMB observations, we extract the reconstructed dark-energy equation-of-state parameter, showing that it exhibits quintom-type evolution, crossing the phantom divide from below. Moreover, through detailed parameter estimations and application of information criteria, we compare the model with the quadratic one. Our results show that, due to its rich structure, modified gravity stands as one of the main candidates for the realization of the data-favoured dynamical dark energy. | 動的ダークエネルギーのクイントムシナリオの実現を研究します 最近の理論に効率的に適合できる修正された重力理論の範囲内で 観測データセット。 一般的な有効場の理論から始める メトリックアフィン幾何学におけるダークエネルギーの定式化、背景を導き出す ユニタリーゲージでの動作と $f(T)$ と $f(Q)$ 重力の両方がどのように起こるかを示します 適切なフォームとパラメータを通じて、クインタムの動作を自然に実現できます 選択肢。 さらに、最新のガウスプロセス再構成を使用して、 DESI DR2 BAO データを SNe および CMB 観測と組み合わせて、 再構成された暗黒エネルギー状態方程式パラメータ。 クイントム型進化、幻の溝を下から越える。 さらに、 詳細なパラメータ推定と情報基準の適用を通じて、 このモデルを二次モデルと比較します。 私たちの結果は、その理由により、 豊かな構造、修正された重力が主な候補の 1 つとして挙げられます。 データ優先の動的ダークエネルギーの実現。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Singular regular points often arise in differential equations describing physical phenomena such as fluid dynamics, electromagnetism, and gravitation. Traditional numerical techniques often fail or become unstable near these points, requiring the use of semi-analytical tools, such as series expansions and perturbative methods, in combination with numerical algorithms; or to invoke more sophisticated methods. In this work, we take an alternative route and leverage the power of machine learning to exploit Physics Informed Neural Networks (PINNs) as a modern approach to solving ordinary differential equations with singular points. PINNs utilize deep learning architectures to approximate solutions by embedding the differential equations into the loss function of the neural network. We discuss the advantages of PINNs in handling singularities, particularly their ability to bypass traditional grid-based methods and provide smooth approximations across irregular regions. Techniques for enhancing the accuracy of PINNs near singular points, such as adaptive loss weighting, are used in order to achieve high efficiency in the training of the network. We exemplify our results by studying four differential equations of interest in mathematics and gravitation -- the Legendre equation, the hypergeometric equation, the solution for black hole space-times in theories of Lorentz violating gravity, and the spherical accretion of a perfect fluid in a Schwarzschild geometry. | 特異な正則点は、以下を記述する微分方程式でよく発生します。 流体力学、電磁気、重力などの物理現象。 従来の数値手法は、これらの付近で失敗したり、不安定になることがよくあります。 点、系列展開などの半分析ツールの使用が必要 数値アルゴリズムと組み合わせた摂動法。 またはへ より洗練されたメソッドを呼び出します。 この作品では別のルートをとります 機械学習の力を活用して、Physics Informed Neural を活用します。 常微分を解決する最新のアプローチとしてのネットワーク (PINN) 特異点をもつ方程式。 PINN は深層学習アーキテクチャを利用して、 微分方程式を損失に埋め込むことによる近似解 ニューラルネットワークの働き。 PINN の処理における利点について説明します。 特異点、特に従来のグリッドベースをバイパスする能力 メソッドを使用し、不規則な領域全体で滑らかな近似を提供します。 テクニック 適応損失などの特異点付近の PINN の精度を向上させるため 重み付けは、トレーニングで高い効率を達成するために使用されます。 ネットワーク。 次の 4 つの微分方程式を研究することで結果を例示します。 数学と重力への関心 -- ルジャンドル方程式、 超幾何方程式、理論におけるブラック ホール時空の解 ローレンツの重力違反、および完全流体の球状降着 シュヴァルツシルト幾何学。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Working in momentum space and at linear order in the gravitational coupling, we derive the most general class of energy-momentum tensors associated with a given multipolar structure of the spacetime in arbitrary dimensions, and built out of a mass and an angular momentum, at any order in the spin expansion. In this formalism, we are able to derive directly the full multipolar structure of any solution from the multipole expansion of the energy-momentum tensor, in complete analogy to Newtonian gravity. In particular, we identify the recurrence relations that allow obtaining the multipolar structure of the Kerr and the Myers-Perry black hole solutions, defining source multipoles in a General Relativity context for the first time. For these solutions, we are able to resum the energy-momentum tensor in momentum space at all orders in the angular momentum, and compute its real-space version. In the Kerr case we exactly obtain the matter source found by Israel, namely an equatorial, pressureless thin disk rotating at superluminal speed. For Myers-Perry in five dimensions, the matter distribution is a three-ellipsoid in four spatial dimensions with nontrivial stresses. Remarkably, for any dimensions, the matter configuration is a lower-dimensional distribution which has the same singularity structure as the fully non-linear black-hole solution. Our formalism underscores the advantage of working in momentum space to generate nontrivial matter sources for non-linear spacetimes, and could be used to construct regular non-exotic matter configurations that source spinning black hole solutions or horizonless compact objects with the same multipolar structure as black holes. | 運動量空間と重力結合の線形秩序で動作し、 に関連するエネルギー運動量テンソルの最も一般的なクラスを導出します。 任意の次元で時空の多極構造を与え、構築した スピン展開の任意の順序で、質量と角運動量から生成されます。 で この形式主義により、我々は完全な多極構造を直接導き出すことができます。 エネルギー運動量テンソルの多極展開からの任意の解、 ニュートン重力と完全に類似しています。 特に、 カーの多極構造を取得できる漸化式 およびマイヤーズペリー ブラック ホールの解法は、ソース多重極を定義します。 一般相対性理論のコンテキストを初めて説明します。 これらのソリューションに対して私たちができることは、 運動量空間のエネルギー運動量テンソルを、次数のすべての次数で復元します。 角運動量を計算し、その実空間バージョンを計算します。 カー事件では、 イスラエルが発見した物質源、すなわち赤道を正確に入手し、 超光速で回転する無圧力の薄い円盤。 マイヤーズ・ペリーの場合は 5 回 次元では、物質の分布は 4 つの空間における 3 つの楕円体です。 重要な応力を伴う寸法。 驚くべきことに、どのような次元においても、問題は 構成は、同じものを持つ低次元の分布です。 完全に非線形のブラックホール ソリューションとしての特異点構造。 私たちの 形式主義は、運動量空間で作業して生成する利点を強調します。 非線形時空のための重要な物質源であり、 黒く回転する元となる通常の非エキゾチック物質構成を構築する 穴ソリューションまたは同じ多極を持つ水平のないコンパクトなオブジェクト ブラックホールのような構造。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The de Sitter state has a special symmetry: it is homogeneous, and its curvature is constant in space. Since all the points in the de Sitter space are equivalent, this state is described by local thermodynamics. This state has the local temperature $T=H/\pi$ (which is twice the Gibbons-Hawking temperature), the local entropy density, the local energy density, and also the local gravitational degrees of freedom -- the scalar curvature ${\cal R}$ and the effective gravitational coupling $K$. On the other hand, there is the cosmological horizon, which can be also characterized by the thermodynamic relations. We consider the connections between the local thermodynamics and the thermodynamics of the cosmological horizon. In particular, there is the holographic connection between the entropy density integrated over the Hubble volume and the Gibbons-Hawking entropy of the horizon, $S_{\rm volume}=S_{\rm horizon}=A/4G$. We also consider the first law of thermodynamics in these two approaches. In the local thermodynamics, on the one hand, the first law is valid for an arbitrary volume $V$ of de Sitter space. On the other hand, the first law is also applicable to the thermodynamics of the horizon. In both cases, the temperature is the same. This consideration is extended to the contracting de Sitter with its negative entropy, $S_{\rm volume}=S_{\rm horizon}=-A/4G$. | ド・シッター状態には特別な対称性があります。 それは均一であり、 曲率は空間内で一定です。 ド・シッター空間内のすべての点は 同様に、この状態は局所熱力学によって記述されます。 この状態には、 局所温度 $T=H/\pi$ (ギボンズ・ホーキング温度の 2 倍)、 局所的なエントロピー密度、局所的なエネルギー密度、そして局所的な 重力自由度 -- スカラー曲率 ${\cal R}$ と 有効重力結合 $K$。 一方で、 宇宙論的地平線、これは熱力学によっても特徴付けることができます。 関係。 局所熱力学と 宇宙論的地平線の熱力学。 特に、 ハッブル上で統合されたエントロピー密度間のホログラフィック接続 地平線の体積とギボンズ・ホーキングエントロピー、$S_{\rm volume}=S_{\rm 地平線}=A/4G$。 これら 2 つの熱力学第一法則も考慮します。 近づいてきます。 一方、局所熱力学では、第一法則は次のとおりです。 de Sitter 空間の任意のボリューム $V$ に対して有効です。 一方、 第一法則は地平線の熱力学にも当てはまります。 どちらでも この場合、温度は同じです。 この考察は以下にも拡張されます。 de Sitter を負のエントロピーで収縮すると、$S_{\rm volume}=S_{\rm 地平線}=-A/4G$。 |
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| We revisit the Ricci-flat metrics in four dimensions that are stationary and algebraically special, together with the locally asymptotically flat conditions in the Bondi-Sachs framework. The Einstein equation is reduced to Laplacian equation on the celestial sphere. The solutions consist of two pairs of arbitrary holomorphic and antiholomorphic functions analogous to the Virasoro modes. We show that the higher modes of one pair of the (anti-)holomorphic function contain an infinite tower of soft hairs from the perspective of the asymptotic supertranslation charges. Within our general ansatz, we obtain the complete set of algebraic Petrov type-D solutions of five parameters. We show that the type-D solution is diffeomorphism to the Kerr-Taub-NUT solution. | 静止した 4 次元のリッチフラット メトリクスを再検討します。 代数的に特殊であり、局所的に漸近的に平坦な条件も伴う ボンダイ・サックスフレームワークの中で。 アインシュタイン方程式はラプラシアンに帰着します 天球上の方程式。 ソリューションは 2 つのペアで構成されます。 Virasoro に類似した任意の正則関数および反正則関数 モード。 我々は、(反) 正則写像の 1 つのペアの高次モードが、 関数には、視点から見た柔らかい毛の無限の塔が含まれています。 漸近的な超翻訳電荷。 一般的な分析の中で、次のようになります。 5 つのパラメーターの代数ペトロフ D 型解の完全なセット。 見せます タイプ D の解は Kerr-Taub-NUT 解に対する微分同相写像であることがわかります。 |
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| We investigate anisotropic and homogeneous cosmological models in the scalar-tensor theory of gravity with non-minimal kinetic coupling of a scalar field to the curvature given by the function $\eta\cdot(\phi/2)\cdot G_{\mu\nu}\,\nabla^\mu \nabla^\nu \phi$ in the Lagrangian. We assume that the space-times are filled a global unidirectional magnetic field that minimally interacts with the scalar field. We limit ourselves to the period before and during primary inflation. The Horndeski theory allows anisotropy to grow over time. The question arises about isotropization. In the theory under consideration, a zero scalar charge imposes a condition on the anisotropy level, namely its dynamics develops in a limited region. This condition uniquely determines a viable branch of solutions of the field equations. The magnetic energy density that corresponds to this branch is a bounded function of time. The sign of parameter $l=1+\varepsilon\eta \Lambda/\mu$ determines the properties of cosmological models, where $\Lambda$ is the cosmological constant, $\mu=M^2_{PL}$ is the Planck mass squared. The sign $\varepsilon=\pm 1$ defines the canonical scalar field and the phantom field, respectively. An inequality $\varepsilon/\eta>0$ is a necessary condition for isotropization of models, but not sufficient. The model with $l>0$ has the necessary properties: isotropization during expansion, rapid transition to inflationary expansion ($a(t)\propto e^{\sqrt{\frac{\varepsilon}{3\eta}}\cdot t}$), absence of ghost and Laplace instabilities. In other cases $l\ngtr 0$, the model has various disadvantages. Constraints on the tensor-to-scalar ratio, the conditions for avoidance of ghost and Laplacian instabilities lead to the inequalities: $\Lambda>0$, $\eta>0$, $\varepsilon=1$, $1<\Lambda\eta/\mu<1.049$. | 私たちは異方性と均一な宇宙論モデルを研究します。 スカラーの非最小運動結合を用いた重力のスカラーテンソル理論 関数 $\eta\cdot(\phi/2)\cdot によって与えられる曲率に対するフィールド ラグランジュ関数の G_{\mu\nu}\,\nabla^\mu \nabla^\nu \phi$。 と仮定します。 時空は地球規模の一方向磁場で満たされており、 スカラー場と相互作用します。 前後の期間に限定させていただきます。 プライマリーインフレ中。 ホーンデスキ理論により異方性が拡大することが可能になる 時間。 等方性について疑問が生じます。 以下の理論では 考慮すると、ゼロのスカラー電荷は異方性に条件を課します。 レベル、つまりそのダイナミクスは限られた領域で発達します。 この状態 場方程式の解の実行可能な分岐を一意に決定します。 の この分岐に対応する磁気エネルギー密度は有界関数です 時間の。 パラメータ $l=1+\varepsilon\eta \Lambda/\mu$ の符号によって、 宇宙論的モデルのプロパティ。 $\Lambda$ は宇宙論的モデルです。 定数、$\mu=M^2_{PL}$ はプランク質量の二乗です。 記号 $\varepsilon=\pm 1$ は、それぞれ正準スカラー場とファントム場を定義します。 アン 不等式 $\varepsilon/\eta>0$ は等方化の必要条件です モデルがありますが、十分ではありません。 $l>0$ のモデルには必要なプロパティがあります。 拡大期の等方化、インフレ拡大への急速な移行 ($a(t)\propto e^{\sqrt{\frac{\varepsilon}{3\eta}}\cdot t}$)、ゴーストの不在 そしてラプラス不安定性。 他の場合 $l\ngtr 0$、モデルにはさまざまな デメリット。 テンソル対スカラー比の制約、つまり次の条件 ゴースト不安定性とラプラシアン不安定性を回避すると、不平等が生じます。 $\Lambda>0$、$\eta>0$、$\varepsilon=1$、$1<\Lambda\eta/\mu<1.049$。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We introduce and describe $\tt GrayHawk$, a publicly available Mathematica-based tool designed for the efficient computation of gray-body factors for spherically symmetric and asymptotically flat black holes. This program provides users with a rapid and reliable means to compute gray-body factors for massless fields with spin \(s = 0, 1/2, 1, 2\) in modes specified by the angular quantum number \(l\), given a black hole metric and the associated parameter values. $\tt GrayHawk$ is preloaded with seven different black hole metrics, offering immediate applicability to a variety of theoretical models. Additionally, its modular structure allows users to extend its functionality easily by incorporating alternative metrics or configurations. This versatility makes $\tt GrayHawk$ a powerful and adaptable resource for researchers studying black hole physics and Hawking radiation. The codes described in this work are publicly available at https://github.com/marcocalza89/GrayHawk. | 公開されている $\tt GrayHawk$ を紹介し、説明します。 グレイボディの効率的な計算のために設計された Mathematica ベースのツール 球面対称および漸近的に平坦なブラック ホールの係数。 これ このプログラムは、グレイボディを計算するための迅速かつ信頼性の高い手段をユーザーに提供します。 指定されたモードでのスピン \(s = 0, 1/2, 1, 2\) の質量のない場の因数 ブラック ホール計量と与えられた角度量子数 \(l\) によって、 関連するパラメータ値。 $\tt GrayHawk$ には 7 つの異なる機能がプリロードされています ブラック ホール メトリクス。 さまざまな用途にすぐに適用できます。 理論モデル。 さらに、モジュール構造により、ユーザーは拡張することができます。 代替メトリクスを組み込むことでその機能を簡単に実現できます。 構成。 この多用途性により、$\tt GrayHawk$ は強力で適応性のあるものになります ブラックホール物理学とホーキング放射を研究する研究者向けのリソース。 の この作品で説明されているコードは、次の場所で公開されています。 https://github.com/marcocalza89/GrayHawk。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We propose a new method to tomographically probe cosmic birefringence using radio galaxies. We show that the redshift evolution of the cosmic birefringence angle induced by a slow-rolling pseudoscalar field, which is a candidate for dynamical dark energy, is independent of the detailed model of the pseudoscalor field. This universal profile evolves predominantly at $z\lesssim10$. In contrast, if the origin is a dark matter-like pseudscalor field, the resulting birefringence angle tends to be negligible in the low-redshift regime. This new insight provides a strong motivation to independently test the cosmic birefringence using polarized astrophysical sources such as radio galaxies. We find that a sample size of $\order{10^5-10^6}$ is required to distinguish the profiles, which is achievable with ongoing and upcoming radio surveys such as ASKAP or SKA. | 我々は、以下を使用して宇宙複屈折をトモグラフィー的に調査する新しい方法を提案します。 電波銀河。 宇宙複屈折の赤方偏移の進化が ゆっくりと回転する擬似スカラー場によって引き起こされる角度。 動的ダークエネルギーは、擬似スカラーの詳細なモデルから独立しています。 分野。 この普遍的なプロファイルは、主に $z\lesssim10$ で進化します。 で 対照的に、原点が暗黒物質のような擬似スカラー場である場合、結果として生じる 複屈折角は、低赤方偏移領域では無視できる傾向があります。 この新しい 洞察力は、宇宙を独自にテストする強い動機を与えます。 電波銀河などの偏光天体物理源を使用した複屈折。 私たちは を区別するには $\order{10^5-10^6}$ のサンプル サイズが必要であることがわかります。 これは、現在および今後の無線調査で達成可能です。 アスカプとかスカとか。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In the generalized matter-geometry coupling theory, we investigate the physical characteristics and causality of some new cosmological models for a flat, homogeneous, and isotropic spacetime filled with stiff, radiation, dust, and curvature fluid sources. We obtain a particular cosmological model corresponding to each source fluid, called Models I, II, III, and IV, respectively. We make observational constraints on each model using the joint analysis of $31$ Cosmic Chronometer (CC) Hubble dataset and $1701$ Pantheon+SH0ES datasets to estimate the current values of model parameters. Using these statistical results, we have analyzed the information criteria, effective EoS parameter, causality of the models, and viability of this generalized gravity theory. Subsequently, we investigate the effective equation of state and deceleration parameter for each model. We found that all models in the late-time universe exhibit transit-phase acceleration, and Models I and II show both the early as well as late-time accelerating phase of the expanding universe. We found the current values of the deceleration parameter in the range $-0.8857\le q_{0}\le-0.4279$ with transition redshift $0.4867\le z_{t}\le0.839$ and the effective EoS parameter in the range $-0.9238\le\omega_{eff}\le-0.6186$. We analyzed the square sound speed condition $c_{s}^{2}\le c^{2}$ for each model. | 一般化された物質と幾何の結合理論では、 いくつかの新しい宇宙論モデルの物理的特性と因果関係 硬い、放射線、塵で満たされた、平らで均質な等方性の時空。 および曲率流体ソース。 特定の宇宙論モデルを取得します モデルI、II、III、IVと呼ばれる各ソース流体に対応し、 それぞれ。 ジョイントを使用して各モデルに観察上の制約を作成します。 $31$ の宇宙クロノメーター (CC) ハッブル データセットと $1701$ の分析 Pantheon+SH0ES データセットを使用して、モデル パラメーターの現在の値を推定します。 これらの統計結果を用いて情報基準を分析し、 有効な EoS パラメータ、モデルの因果関係、およびこの実行可能性 一般化された重力理論。 次に、有効な方程式を検討します。 モデルごとの状態と減速パラメータの設定。 すべてのモデルが 後期宇宙は遷移段階の加速を示し、モデル I と II 拡大の初期と後期の両方の加速段階を示す 宇宙。 減速パラメータの現在の値が見つかりました。 範囲 $-0.8857\le q_{0}\le-0.4279$、遷移赤方偏移 $0.4867\le z_{t}\le0.839$ と範囲内の有効な EoS パラメータ $-0.9238\le\omega_{eff}\le-0.6186$。 二乗音速を解析してみました 各モデルの条件 $c_{s}^{2}\le c^{2}$。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Ultralight vectors can extract energy and angular momentum from a Kerr black hole (BH) due to superradiant instability, resulting in the formation of a BH-condensate system. In this work, we carefully investigate the evolution of this system numerically with multiple superradiant modes. Simple formulas are obtained to estimate important timescales, maximum masses of different modes, as well as the BH mass and spin at various times. Due to the coexistence of modes with small frequency differences, the BH-condensate system emits gravitational waves with a unique beat signature, which could be directly observed by current and projected interferometers. Besides, the current BH spin-mass data from the binary BH merger events already exclude the vector mass in the range $5\times 10^{-15}\ \mathrm{eV} <\mu< 9\times 10^{-12}\ \mathrm{eV}$. | 超軽量ベクトルはカーブラックからエネルギーと角運動量を抽出できる 超放射不安定性によるホール (BH)、その結果、 BH 凝縮システム。 この作品では、その進化を注意深く調査します。 このシステムは複数の超放射モードを数値的に示しています。 簡単な公式は、 重要なタイムスケール、さまざまなモードの最大質量を推定するために取得されます。 さまざまな時点での BH の質量とスピンも同様です。 の共存により、 周波数差が小さいモードでは、BH 凝縮システムが放出します。 独特のビートシグネチャを持つ重力波。 電流干渉計と投影干渉計によって観察されます。 しかも今のBHは バイナリ BH 合体イベントからのスピン質量データはすでにベクトル質量を除外しています $5\times 10^{-15}\ \mathrm{eV} <\mu< 9\times 10^{-12}\ の範囲内 \mathrm{eV}$。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We analyze all possible symmetry reductions of Lagrangians that yield fully equivalent field equations for any 4-dimensional metric theory of gravity. Specifically, we present a complete list of infinitesimal group actions obeying the principle of symmetric criticality, identify the corresponding invariant metrics (and $l$-chains), discuss relations among them, and analyze simplifications allowed by the residual diffeomorphism group and Noether identities before and after variation of the reduced Lagrangian. We employ rigorous treatment of the symmetry reduction by Fels and Torre and use the Hicks classification of infinitesimal group actions by means of Lie algebras pairs of isometries and their isotropy subalgebras. The classification is recast in the coordinates in which the well-known symmetries and geometries are easily recognizable and relatable to each other. The paper is accompanied by a code for the symmetry reduction of Lagrangians that we developed in \texttt{xAct} package of \textsc{Mathematica}. | 完全に収量するラグランジアンの可能なすべての対称性縮小を分析します。 重力の 4 次元計量理論の等価場方程式。 具体的には、以下に従う無限小グループアクションの完全なリストを提示します。 対称臨界性の原理、対応する不変式を特定する メトリクス (および $l$ チェーン)、それらの間の関係について議論し、分析する 残差微分同相写像群とネーターによって可能になる単純化 縮小ラグランジアンの変分前後の恒等式。 私たちは雇用します Fels と Torre による対称性縮小の厳密な処理と、 リー代数による無限小群作用のヒックス分類 等長性のペアとその等方性部分代数。 分類は よく知られている対称性と幾何学性が存在する座標に再キャストされます。 簡単に認識でき、相互に関連付けることができます。 この紙には、 で開発したラグランジアンの対称性縮小のコード \textsc{Mathematica} の \texttt{xAct} パッケージ。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this article, we analyze a 7-dimensional $BF$ theory that, upon dimensional reduction, transforms into an effective 4-dimensional action in which a generic metric is involved. A constraint is imposed in such a way that this is the Friedmann-Lema\^{i}tre-Robertson-Walker metric characterized by a scale factor $a(t)=\mathrm{exp}(H_0 t)$ with a Hubble constant $H_{0}=67.70 \,\rm [km\, s^{-1}\,Mpc^{-1}]$. We also compute the barotropic parameter $\omega \equiv p/\rho$ from our solutions. Three different scenarios are explored, in which the model transitions from quintessence to phantom regimes, crossing the theoretical phantom divide line. Consequently, the effective action represents a quintom-like scenario. Moreover, we derive some analytic solutions for the scale factor by treating it as a dynamical variable in the effective action. In this case, different outcomes are obtained, where the model can transit from a cosmological constant to a quintessence regime; however, it cannot cross the theoretical phantom divide line. However, this simplistic model successfully captures distinct phases of cosmic expansion. | この記事では、7 次元 $BF$ 理論を分析します。 次元を縮小し、効果的な4次元アクションに変換します。 これには一般的なメトリクスが関係します。 次のような制約が課されます。 これは、次の特徴を持つフリードマン-レマ\^{i}トレ-ロバートソン-ウォーカー指標です。 スケール係数 $a(t)=\mathrm{exp}(H_0 t)$ (ハッブル定数 $H_{0}=67.70) \,\rm [km\, s^{-1}\,Mpc^{-1}]$。 順圧パラメータも計算します 当社のソリューションからの $\omega \equiv p/\rho$。 3 つの異なるシナリオは、 モデルが本質から幻の体制に移行する探求が行われ、 理論上の仮想分割線を超えています。 したがって、効果的なのは、 アクションは五分の一のようなシナリオを表します。 さらに、いくつかの分析結果を導き出します。 スケール係数を動的変数として扱うことにより、スケール係数を解決します。 効果的なアクション。 この場合、異なる結果が得られます。 モデルは宇宙定数から真髄領域に移行できます。 ただし、理論上の仮想分割線を超えることはできません。 ただし、これは 単純化されたモデルは、宇宙膨張の異なる段階をうまく捉えています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Motivated by a putative model of black holes as quantum objects we consider what types of operators would have a corresponding spectrum. We find that there are indeed such operators, but of a rather unusual types, and for which the wave functions are only barely localized. We point out a tension between such almost delocalized states and black holes as compact objects. | 私たちが検討する量子物体としてのブラックホールの推定モデルが動機となっています どのタイプの演算子が対応するスペクトルを持つか。 そこにあることがわかります 確かにそのような演算子ですが、かなり珍しい型であり、 波動関数はかろうじて局所化されています。 私たちはそのような間の緊張を指摘します ほぼ非局在化した状態とブラックホールをコンパクトな物体として表現します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Scalar-tensor theories have shown promise in many sectors of cosmology. However, recent constraints from the speed of gravitational waves have put severe limits on the breadth of models such classes of theories can realize. In this work, we explore the possibility of a string-like Horndeski Lagrangian that is equipped with two dilaton fields. This is an interesting low-energy effective string theory that has a healthy general relativity limit. The evolution of a two-dilation coupled cosmology is not well-known in the literature. We explore the tensor perturbations in order to assess the behavior of the model again the speed of gravitational wave constraint. Our main result is that this model exhibits of a class of cosmological theories that is consistent with this observational constraint. | スカラー テンソル理論は、宇宙論の多くの分野で有望であることが示されています。 しかし、重力波の速度による最近の制約により、 このようなクラスの理論が実現できるモデルの幅には厳しい制限があります。 で この研究では、弦のようなホーンデスキ ラグランジアンの可能性を探ります。 2つのディラトンフィールドを装備しています。 これは興味深い低エネルギーです 健全な一般相対性理論の限界を持つ効果的な弦理論。 の 2 つの拡張が結合した宇宙論の進化は、世界ではあまり知られていません。 文学。 挙動を評価するためにテンソル摂動を調査します。 モデルの重力波の速度を再度制約します。 私たちの主な結果 このモデルは、ある種の宇宙論を示しているということです。 この観察上の制約と一致します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the formation of primordial black hole (PBH) based on numerical relativity simulations and peak theory as well as the corresponding scalar induced gravitational wave (SIGW) signals in the presence of \emph{logarithmic non-Gaussianities} which has recently been confirmed in a wide class of inflation models. Through numerical calculations, we find certain parameter spaces of the critical thresholds for the type A PBH formation and reveal a maximum critical threshold value. We also find that there is a region where no PBH is produced from type II fluctuations contrary to a previous study. We then confirm that SIGW signals originated from the logarithmic non-Gaussianity are detectable in the Laser Interferometer Space Antenna if PBHs account for whole dark matter. Finally, we discuss the SIGW interpretation of the nHz stochastic gravitational wave background reported by the recent pulsar timing array observations. We find that PBH overproduction is a serious problem for most of the parameter space, while this tension might still be alleviated in the non-perturbative regime. | 原始ブラックホール (PBH) の形成を以下に基づいて調べます。 数値相対性理論シミュレーションとピーク理論、および対応する 存在下でのスカラー誘起重力波 (SIGW) 信号 \emph{対数非ガウス関数} は、最近実験で確認されました。 幅広いクラスのインフレモデル。 数値計算により、次のことがわかります。 タイプ A PBH 形成の臨界閾値のパラメーター空間と 最大クリティカルしきい値を明らかにします。 地域があることも分かりました ここでは、以前とは異なり、タイプ II 変動から PBH は生成されません。 勉強。 次に、SIGW 信号が対数関数から発信されていることを確認します。 非ガウス性は、次の場合にレーザー干渉計の宇宙アンテナで検出可能です。 PBH は暗黒物質全体の原因となります。 最後に、SIGW の解釈について説明します。 最近の研究によって報告された nHz の確率的重力波バックグラウンドの パルサータイミングアレイの観測。 PBHの過剰生産は深刻な問題であることがわかりました。 パラメータ空間のほとんどで問題が発生しますが、この緊張は依然として続く可能性があります。 非摂動体制では軽減される。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the dynamics of gravitons in a squeezed vacuum state in a thermal radiation background. Unlike traditional treatments that rely on the Boltzmann equation, we employ the Heisenberg equation and average it over general quantum states. In contrast to the usual Boltzmann-based descriptions, our approach captures the subtleties arising from quantum coherence in different number eigenstates, which is essential for soft graviton modes in the squeezed vacuum state. Our new method successfully reproduces the previous one-loop results within the in-in formalism when the expansion parameter is small and deviates significantly as the parameter increases, indicating that our results extend beyond the one-loop in-in formalism. We examine the implications of graviton emission effects stimulated by quantum coherence in both flat and expanding backgrounds. In the flat background, it is found that backreaction of radiation on the spacetime dynamics is crucial for significant stimulated emission. In the expanding background, to avoid the subtleties associated with superhorizon modes, we investigate the effect of emission within the horizon immediately after reheating and find a significant effect. We examined the IR graviton evolution from a symmetry perspective and propose a regularization prescription to eliminate the secular growth problem. | 私たちは、熱環境下で圧縮された真空状態における重力子のダイナミクスを研究します。 放射線の背景。 ボルツマン療法に依存する従来の治療法とは異なります。 方程式では、ハイゼンベルグ方程式を使用し、それを一般的な量子にわたって平均します。 州。 通常のボルツマンベースの説明とは対照的に、私たちのアプローチは 量子のコヒーレンスから生じる微妙な点をさまざまな数値で捉えます 固有状態、圧縮された真空におけるソフト重力子モードに不可欠 州。 私たちの新しい方法は、以前の 1 ループの結果を首尾よく再現します。 展開パラメータが小さくて逸脱する場合、in-in 形式主義内で パラメーターが増加するにつれて大幅に増加し、結果が延長されることを示しています ワンループのインイン形式主義を超えて。 重力子の影響を調べます フラットとエクスパンディングの両方で量子コヒーレンスによって刺激される放出効果 背景。 平らな背景では、放射線の逆反応が見られます。 時空ダイナミクスに関する解析は、顕著な誘導放出にとって重要です。 で スーパーホライズンに関連する微妙な点を避けるため、拡大する背景 モードでは、地平線内の放射の影響を直ちに調査します 再加熱後、顕著な効果が見られます。 IR重力子を調べました 対称性の観点からの進化と正則化処方の提案 長期成長の問題を解決するため。 |
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| One of the oldest problems in physics is that of calculating the motion of $N$ particles under a specified mutual force: the $N$-body problem. Much is known about this problem if the specified force is non-relativistic gravity, and considerable progress has been made by considering the problem in one spatial dimension. Here, I review what is known about the relativistic gravitational $N$-body problem. Reduction to one spatial dimension has the feature of the absence of gravitational radiation, thereby allowing for a clear comparison between the physics of one-dimensional relativistic and non-relativistic self-gravitating systems. After describing how to obtain a relativistic theory of gravity coupled to $N$ point particles, I discuss in turn the two-body, three-body, four-body, and $N$-body problems. Quite general exact solutions can be obtained for the two-body problem, unlike the situation in general relativity in three spatial dimensions for which only highly specified solutions exist. The three-body problem exhibits mild forms of chaos, and provides one of the first theoretical settings in which relativistic chaos can be studied. For $N\geq 4$, other interesting features emerge. Relativistic self-gravitating systems have a number of interesting problems awaiting further investigation, providing us with a new frontier for exploring relativistic many-body systems. | 物理学における最も古い問題の 1 つは、物体の運動を計算する問題です。 指定された相互力の下にある $N$ 粒子: $N$-body 問題。 多くは 指定された力が非相対論的重力である場合、この問題については既知ですが、 そしてこの問題を一つにまとめて考えることでかなりの進歩が見られた 空間次元。 ここで、相対論について既知のことを復習します。 重力$N$体問題。 1 つの空間次元への縮小には、 重力放射線が存在しないという特徴により、クリアな視界が可能になります。 一次元相対論と物理学の比較 非相対論的自己重力システム。 入手方法を説明した後、 $N$ 点粒子と結合した重力の相対論的理論については、 2 体、3 体、4 体、および $N$ 体の問題を解決します。 かなり一般的 状況とは異なり、二体問題では正確な解を得ることができます。 3 空間次元における一般相対性理論は、高度にのみ可能です。 指定されたソリューションが存在します。 三体問題は穏やかな形のカオスを示します。 そして、相対論的カオスが存在する最初の理論的設定の 1 つを提供します。 勉強することができます。 $N\geq 4$ では、他にも興味深い機能が登場します。 相対論的 自己重力システムには、さらに多くの興味深い問題が待っています 研究は、相対論を探求するための新たなフロンティアを私たちに提供します。 多体システム。 |
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| We describe a procedure for locating black hole horizons in Kerr-Schild spacetimes in the double copy paradigm. Using only single- and zeroth-copy data on flat spacetime, our procedure predicts the existence of trapped surfaces in the double-copy gravitational solution. We show explicitly how this procedure locates the horizon of the Schwarzschild black hole and the general Myers-Perry black hole. | Kerr-Schild でブラック ホールの地平線を特定する手順について説明します。 ダブルコピーパラダイムにおける時空。 シングルコピーとゼロコピーのデータのみを使用する 平らな時空では、我々の手順は捕捉された表面の存在を予測します。 二重コピーの重力解。 この手順がどのように行われるかを明示的に示します シュワルツシルト ブラック ホールと一般的なマイヤーズ ペリーの地平線の位置を特定します。 ブラックホール。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this work, we present a geometrical reconstruction of the critical points of the spinfoam amplitude for a 4D Lorentzian model with a non-zero cosmological constant. By establishing the correspondence between the moduli space of ${\rm SL}(2,\mathbb{C})$ flat connections on the graph-complement 3-manifold $S^3\backslash \Gamma_5$ and the geometry of a constantly curved 4-simplex, we demonstrate how the critical points encode discrete curved geometries. The analysis extends to 4-complexes dual to colored graphs, aligning with the improved spinfoam model recently introduced. Central to this reconstruction are translating the geometry of constantly curved 4-simplices into Fock-Goncharov coordinates and spinors, which translate the geometry data into holonomies and symplectic structures, thereby defining the critical points of the spinfoam amplitude. This framework provides an algorithmic foundation for computing quantum gravity corrections and opens avenues for applications in quantum cosmology and black hole physics, where the cosmological constant plays a pivotal role. | この研究では、重要な点の幾何学的再構成を示します。 非ゼロの 4D ローレンツ モデルのスピンフォーム振幅 宇宙定数。 モジュライ間の対応関係を確立することにより、 グラフ補数上の ${\rm SL}(2,\mathbb{C})$ フラット接続の空間 3多様体 $S^3\backslash \Gamma_5$ と常に曲がった幾何学 4 シンプレックスでは、臨界点がどのように離散曲線をエンコードするかを示します。 幾何学模様。 分析は 4 複合体デュアルから色付きグラフまで拡張されます。 最近導入された改良されたスピンフォームモデルと連携しています。 この中心となるのは 再構成は、常に湾曲した 4 つの単純体の幾何学を変換しています。 幾何学データを変換するフォック・ゴンチャロフ座標とスピノルに変換します。 ホロノミーとシンプレクティック構造に分割し、それによって臨界点を定義する スピンフォームの振幅。 このフレームワークはアルゴリズムの基盤を提供します 量子重力補正の計算に使用され、さまざまな用途への道が開かれます。 宇宙定数が関与する量子宇宙論とブラックホール物理学 極めて重要な役割。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This paper presents an improvement to the four-dimensional spinfoam model with cosmological constant ($\Lambda$-SF model) in loop quantum gravity. The original $\Lambda$-SF model, defined via ${\rm SL}(2,\mathbb{C})$ Chern-Simons theory on graph-complement 3-manifolds, produces finite amplitudes and reproduces curved 4-simplex geometries in the semi-classical limit. However, extending the model to general simplicial complexes necessitated ad hoc, non-universal phase factors in face amplitudes, complicating systematic constructions. We resolve this issue by redefining the vertex amplitude using a novel set of phase space coordinates that eliminate the extraneous phase factor, yielding a universally defined face amplitude. Key results include: (1) The vertex amplitude is rigorously shown to be well-defined for Chern-Simons levels $k \in 8\mathbb{N}$, compatible with semi-classical analysis ($k \to \infty$). (2) The symplectic structure of the Chern-Simons phase space is modified to accommodate ${\rm SL}(2,\mathbb{C})$ holonomies, relaxing quantization constraints to $\mathrm{Sp}(2r,\mathbb{Z}/4)$. (3) Edge amplitudes are simplified using constraints aligned with colored tensor models, enabling systematic gluing of 4-simplices into complexes dual to colored graphs. (4) Stationary phase analysis confirms consistency of critical points with prior work, recovering Regge geometries with curvature determined by $\Lambda$. These advancements streamline the spinfoam amplitude definition, facilitating future studies of colored group field theories and continuum limits of quantum gravity. The results establish a robust framework for 4D quantum gravity with non-zero $\Lambda$, free of previous ambiguities in face amplitudes. | この論文では、4 次元スピンフォーム モデルの改良について説明します。 ループ量子重力における宇宙定数 ($\Lambda$-SF モデル) を使用します。 の ${\rm SL}(2,\mathbb{C})$ Chern-Simons によって定義されたオリジナルの $\Lambda$-SF モデル グラフ補数 3 多様体に関する理論、有限の振幅を生成し、 半古典的な限界で湾曲した 4 シンプレックス ジオメトリを再現します。 しかし、 モデルを一般的な単純な複合体に拡張するにはアドホックな処理が必要でしたが、 非普遍的な位相要因が面の振幅に影響し、体系的な作業が複雑になる 建設物。 この問題は、次を使用して頂点の振幅を再定義することで解決します。 無関係な位相を排除する新しい位相空間座標セット これにより、普遍的に定義された面の振幅が得られます。 主な結果は次のとおりです: (1) 頂点の振幅は、チャーン-シモンズに関して明確に定義されていることが厳密に示されています。 レベル $k \in 8\mathbb{N}$、準古典解析と互換性あり ($k \to \infty$)。 (2) チャーン・シモンズ位相空間のシンプレクティック構造は次のとおりです。 ${\rm SL}(2,\mathbb{C})$ ホロノミーに対応するように修正され、リラックス 量子化制約を $\mathrm{Sp}(2r,\mathbb{Z}/4)$ に設定します。 (3) エッジ振幅 カラー テンソル モデルに合わせた制約を使用して簡素化され、 4 単純化を体系的に接着して、色付きのグラフと二重化した複合体を作成します。 (4) 固定相分析により、以前との臨界点の一貫性が確認されます。 $\Lambda$ によって決定される曲率を持つ Regge ジオメトリを復元します。 これら 進歩によりスピンフォームの振幅定義が合理化され、将来の利用が容易になります 有色群場の理論と量子の連続限界の研究 重力。 その結果、4D 量子重力の堅牢なフレームワークが確立されました。 ゼロ以外の $\Lambda$、面の振幅における以前のあいまいさがない。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| High-precision corner-cube retroreflectors (CCRs) are critical for advanced lunar laser ranging (LLR) because they enable sub-millimeter-scale measurements of the Earth-Moon distance -- a level of precision essential for rigorous tests of relativistic gravitation and for advancing our understanding of lunar geophysics. In this work, we develop a comprehensive two-dimensional Fourier-optics model for single CCRs with apertures ranging from 80-110 mm. Our model incorporates realistic thermal-mechanical wavefront errors, detailed diffraction effects, and velocity aberration offsets. Our analysis reveals a strong coupling between aperture size and aberration angular offset: while larger CCRs deliver high on-axis flux under near-ideal conditions, their narrow diffraction lobes suffer significant flux loss at moderate aberration offsets, thereby favoring smaller apertures with broader main lobes. Furthermore, comparisons between solid fused-silica and hollow silicon-carbide (SiC) CCRs show that hollow designs not only achieve competitive or superior photon return -- particularly at 1064 nm, where phase errors are relatively reduced -- but also offer nearly an order-of-magnitude mass reduction for the same aperture sizes. These results establish a robust quantitative framework for optimizing CCR designs to perform at the sub-millimeter level under realistic lunar conditions and underscore the advantages of precision hollow SiC CCRs for next-generation LLR operations. | 高精度のコーナーキューブ再帰反射板 (CCR) は、高度な技術の開発に不可欠です。 月レーザー測距 (LLR) はサブミリメートルスケールの測定を可能にするため 地球と月の距離 -- 厳格なテストに不可欠な精度レベル 相対論的重力の解明と月の理解を進めるための研究 地球物理学。 この作業では、包括的な 2 次元を開発します。 開口範囲が 80 ～ 110 mm の単一 CCR 用のフーリエ光学モデル。 私たちの モデルには、詳細な、現実的な熱機械波面誤差が組み込まれています。 回折効果と速度収差オフセット。 私たちの分析により、 絞りサイズと収差角度オフセットとの間に強い相関関係がある: 一方 より大きな CCR は、理想に近い条件下で高い軸上磁束を提供します。 回折ローブは中程度の収差オフセットで大幅な光束損失を受けます。 したがって、より広いメインローブを備えたより小さな開口部が有利になります。 さらに、 固体溶融シリカ CCR と中空炭化ケイ素 (SiC) CCR の比較 中空設計が競争力のあるまたは優れたフォトンリターンを達成するだけではないことを示す -- 特に 1064 nm では位相誤差が比較的減少します -- しかし また、同じ口径でほぼ一桁の質量削減を実現します。 サイズ。 これらの結果は、最適化のための堅牢な定量的フレームワークを確立します。 現実的な月面下でサブミリレベルで動作する CCR 設計 条件を説明し、高精度中空 SiC CCR の利点を強調します。 次世代の LLR 演算。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A fundamental challenge in supersymmetric field theory is that supersymmetry transformations on field variables generally form an algebra only on-shell, i.e. upon imposing the field equations. We show that this issue is defused in a manifestly relational - and thus automatically invariant - formulation of supersymmetric field theory, achieved through the application of the Dressing Field Method of symmetry reduction, a systematic tool to exhibit the gauge-invariant content of general-relativistic gauge field theories. | 超対称場の理論における根本的な課題は、超対称性が フィールド変数の変換は通常、シェル上でのみ代数を形成します。 つまり、場の方程式を課すときです。 この問題が次の方法で解決されることを示します。 明らかに関係的であり、したがって自動的に不変である、次の定式化 ドレッシングの適用により達成された超対称場理論 対称性を低減するフィールド法。 一般相対論的ゲージ場理論のゲージ不変内容。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this study, we explore a static, spherically symmetric black hole solution in the context of a self-interacting Kalb-Ramond field coupled with a global monopole. By incorporating the effects of Lorentz-violating term $\ell$ and the monopole charge $\eta$ in the KR field, we derive the modified gravitational field equations and analyze the resulting black hole spacetime. The obtained solution exhibits deviations from the Schwarzschild metric with topological defect, as it is influenced by the monopole charge and self-interaction potential. We investigate the thermodynamic properties of the black hole, including its Hawking temperature, entropy, and specific heat, revealing novel stability conditions. Additionally, we perform solar system tests such as perihelion precession, gravitational redshift, light deflection, and time delay of signals to impose constraints on the Lorentz-violating parameter and monopole charge. Our findings suggest that these parameters have to be significantly small, although there are different constraints imposed by individual tests, ranging from $10^{-9}\leq|\ell|\leq 10^{-4}$ and $10^{-9}\leq\eta\leq 10^{-6}\, \mathrm{m}^{-1}$. | この研究では、静的な球対称ブラック ホールの解決策を探索します。 グローバルと結合した自己相互作用するカルブ・ラモンド場のコンテキストで モノポール。 ローレンツ違反項 $\ell$ と KR 場の単極子電荷 $\eta$ から、修正された重力 場の方程式を計算し、結果として得られるブラック ホール時空を分析します。 得られたもの 解はトポロジカルなシュワルツシルト計量からの逸脱を示しています モノポール電荷と自己相互作用の影響を受ける欠陥 潜在的。 私たちはブラックホールの熱力学的性質を調べます。 ホーキング温度、エントロピー、比熱を含む、新しいことを明らかにします。 安定条件。 さらに、以下のような太陽光発電システムのテストも実施します。 近日点歳差運動、重力赤方偏移、光の偏向、および時間遅延 ローレンツ違反パラメータに制約を課す信号と、 モノポール充電。 私たちの調査結果は、これらのパラメータが次のようになっている必要があることを示唆しています。 によって課されるさまざまな制約はありますが、かなり小さいです。 $10^{-9}\leq|\ell|\leq 10^{-4}$ の範囲の個別のテストと $10^{-9}\leq\eta\leq 10^{-6}\, \mathrm{m}^{-1}$。 |