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| Original Text | 日本語訳 |
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| The twin star configuration, where two neutron stars share the same mass but exhibit different radii, arises from a strong first-order phase transition within the stellar interior. In widely used equation of state (EoS) meta-models, such as the Polytrope (PP) and Speed-of-Sound (CS) models, this first-order phase transition behavior can be naturally mimicked by tuning some model parameters. Here, we systematically explore the under-explored parameter space within one of a widely adopted CS model that leads to twin stars via a strong first-order phase transition. Within this twin-star subspace, we perform a comprehensive Bayesian analysis that integrates mass--radius (MR) constraints from X-ray observations of rotation-powered millisecond pulsars. The resultant twin star branch, situated within the 1--1.2 $M_{\odot}$ mass range and approximately 7 km in radius, surprisingly coincides with the MR ranges proposed for the recent anomaly in the Accreting Millisecond X-ray Pulsars XTE J1814--338 (J1814), suggesting a hybrid twin star configuration. Moreover, incorporating the J1814 observation as an additional constraint yields an extreme phase transition pressure $P_{\text{trans}} = 108.9_{-4.85}^{+6.46}$ MeV/fm$^3$, a transition density of $\varepsilon_{\text{trans}}/\varepsilon_0 = 4.847_{-0.134}^{+0.271}$(where $\varepsilon_0$ is the nuclear saturation energy density) and an energy density jump $\Delta \varepsilon = 558.7_{-278.7}^{+303.6}$ MeV/fm$^3$, corresponding to $\Delta \varepsilon/\varepsilon_0 = 3.716_{-1.854}^{+2.020}$. Notably, to satisfy all astrophysical constraints, the speed of sound inside of the hybrid twin star core is driven toward the speed of light ($c_s^2/c^2 > 0.9$), indicating the potential presence of strongly interacting, exotic matter in this core region. | 双星配置では、2 つの中性子星が同じ質量を共有しますが、 異なる半径を示し、強力な一次相転移から生じます。 星の内部で。 広く使用されている状態方程式 (EoS) Polytrope (PP) モデルや Speed-of-Sound (CS) モデルなどのメタモデル、 一次相転移の挙動は、いくつかの調整を行うことで自然に模倣できます。 モデルパラメータ。 ここでは、まだ調査されていないパラメーターを体系的に調査します。 広く採用されている CS モデルの 1 つ内の空間で、 強い一次相転移。 この双星の亜空間の中で、私たちは 質量半径 (MR) 制約を統合する包括的なベイジアン解析 回転駆動のミリ秒パルサーの X 線観測から。 結果として得られる 双星分岐、1--1.2 $M_{\odot}$ 質量範囲内に位置し、 半径約7km、驚くべきことにMRの範囲と一致 降着ミリ秒 X 線パルサー XTE の最近の異常について提案 J1814--338 (J1814)、ハイブリッド双星構成を示唆しています。 さらに、 J1814 観察を追加の制約として組み込むと、 極度の相転移圧力 $P_{\text{trans}} = 108.9_{-4.85}^{+6.46}$ MeV/fm$^3$、$\varepsilon_{\text{trans}}/\varepsilon_0 の遷移密度 = 4.847_{-0.134}^{+0.271}$($\varepsilon_0$ は核飽和エネルギー 密度) とエネルギー密度ジャンプ $\Delta \varepsilon = 558.7_{-278.7}^{+303.6}$ MeV/fm$^3$、$\Delta に相当 \varepsilon/\varepsilon_0 = 3.716_{-1.854}^{+2.020}$。 特に、すべてを満足させるためには、 天体物理的制約、ハイブリッド双星の内部の音速 コアは光速 ($c_s^2/c^2 > 0.9$) に向かって駆動されており、 このコア領域には、強く相互作用するエキゾチックな物質が存在する可能性があります。 |
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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 to 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 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, as well as a few caveats to our results. | 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し、 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、 結果についてはいくつかの注意点もあります。 |
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| The astrophysical gravitational wave background in the nanohertz (nHz) band is expected to be primarily composed of the superposition of signals from binaries of supermassive black holes. The spatial discreteness of these sources introduces shot noise, which, in certain regimes, would overwhelm efforts to measure the anisotropy of the gravitational wave background. Moreover, the fact the time-residual map has a finite angular resolution and the presence of pulsar noise, affects our ability to construct the angular power spectrum of the anisotropy from a time-residual map (finite resolution noise). In this work, we explicitly demonstrate, starting from first principles, that cross-correlating a gravitational wave background map with a sufficiently dense galaxy survey can mitigate this issue. This approach could potentially reveal underlying properties of the gravitational wave background that would otherwise remain obscured. We quantify both the shot noise and the finite resolution noise level and show that cross-correlating the gravitational wave background with a galaxy catalog improves by more than one order of magnitude the prospects for a first detection of the background anisotropy by a gravitational wave observatory operating in the nHz frequency range. In particular, we find that with a futuristic scenario with an effective number of frequencies equal to $N_f=10$, the detection of the spectral amplitude can be achieved combining the first $20$ multipoles, with a threshold to resolve single events SKA-like. Increasing observation time, pulsar number or reducing the pulsar white noise considerably improves the detection significance. | ナノヘルツ (nHz) 帯域の天体物理学的重力波背景 主にからの信号の重ね合わせで構成されると予想されます。 超大質量ブラックホールの連星。 これらのソースの空間的離散性 ショットノイズが発生し、特定の体制では、 重力波背景の異方性を測定します。 さらに、その事実は、 時間残差マップには有限の角度分解能があり、 パルサー ノイズは、角度パワー スペクトルを構築する能力に影響を与えます。 時間残差マップからの異方性 (有限解像度ノイズ)。 この中で 私たちは、第一原理から始めて、次のことを明確に示します。 重力波背景マップと十分に密度の高い背景マップを相互相関させる 銀河調査はこの問題を軽減できます。 このアプローチにより、潜在的に次のことが明らかになる可能性があります さもなければ重力波背景の基礎となる特性 曖昧なままです。 ショットノイズと有限解像度の両方を定量化します。 ノイズレベルと重力波背景の相互相関を示す 銀河カタログを使用すると、 重力による背景の異方性の最初の検出の見通し nHzの周波数範囲で動作する波動観測所。 特に、 有効な周波数の数が等しい未来のシナリオの場合 $N_f=10$ まで、スペクトル振幅の検出は次の組み合わせで実現できます。 最初の $20$ の多重極は、SKA のような単一イベントを解決するためのしきい値を備えています。 観測時間、パルサー数を増やす、またはパルサーのホワイト ノイズを減らす 検出の重要性が大幅に向上します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| An oscillating scalar field can behave like cold dark matter in the expanding Universe. In relativistic cosmology, this perspective is primarily reasoned by an evolution of a background scalar field and its subhorizon perturbations in a matter-dominated era. A corresponding relativistic description is usually based on the ansatz that the perturbations oscillate in the same way as the background field and on time averaging to find the oscillation amplitudes. In contrast, the presented approach makes no initial assumptions about the perturbation behavior and does not use time averages. It is shown that although the previous treatments are valid only well inside the Hubble scale, the scalar field reproduces the CDM scenarios on the superhorizon scale and also throughout the evolution of the Universe from the beginning of the oscillations. The misunderstanding about the Jeans length scale in the matter-dominated epoch is also clarified. An analog of the Jeans effect is found in a radiation-dominated era. It can prevent an overproduction of small halos for the scalars with $m\sim 10^{-13}$~eV. | 振動するスカラー場は、膨張する中で冷たい暗黒物質のように振る舞うことがあります。 宇宙。 相対論的宇宙論では、この視点は主に次の理由から推論されます。 背景のスカラー場の進化とそのサブホライズン摂動 物質が支配する時代。 対応する相対論的記述は通常、 摂動が同じように振動するというアンザッツでは、 バックグラウンドフィールドとオンタイム平均を行って発振振幅を見つけます。 で 対照的に、提示されたアプローチでは、 摂動挙動を考慮し、時間平均を使用しません。 であることが示されていますが、 以前の処理は、ハッブル スケール、スカラーの内側でのみ有効です。 フィールドは、スーパーホライズン スケールで CDM シナリオを再現します。 宇宙の始まりから宇宙の進化を通して、 振動。 ジーンズの長さの尺度に関する誤解 物質が支配する時代も明らかになります。 ジーンズ効果の類似物は次のとおりです。 放射線が支配的な時代に発見されました。 少量の過剰生産を防ぐことができます。 $m\sim 10^{-13}$~eV のスカラーのハロー。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We explore $2+1$-dimensional scalar-tensor theories derived from well-defined dimensional regularizations of the Lovelock invariants. In the limit where an infinite series of corrections is included, we obtain theories that admit fully regular black hole solutions. We analyze the properties of these regular black holes, investigate geodesics in these spacetimes, and examine the tidal forces, finding they remain finite everywhere. | 明確に定義された $2+1$ 次元のスカラー テンソル理論を探索します。 ラブロックの不変量の次元正則化。 限界の中で、 無限系列の修正が含まれており、完全に認める理論が得られます。 通常のブラックホールの解決策。 この通常の黒の特性を分析します。 穴を調査し、これらの時空の測地線を調査し、潮汐力を調査します。 それらはどこでも有限のままであることがわかります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In the context of Hawking-like radiation in sonic black holes formed by BECs we investigate the modifications of the emission spectrum caused by a finite width of the sonic transition region connecting the subsonic to supersonic flow. | BECによって形成された音速ブラックホールにおけるホーキング放射の文脈で 私たちは、有限によって引き起こされる発光スペクトルの変化を調査します。 亜音速と超音速を結ぶ音速遷移領域の幅 流れ。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This work establishes a series of no-go conjectures that impose rigorous constraints on the localization of bulk fields in braneworld scenarios, specifically affecting gauge and spinor fields within five-dimensional spacetimes. Our approach differs from traditional methods as it does not rely on specific equations of motion, making our results broadly applicable across various braneworld models. These no-go conditions reveal fundamental limitations in field localization, challenging the feasibility of embedding fields on the brane. For instance, our analysis demonstrates that existing models fail to achieve consistent localization for gauge and spinor fields. Additionally, one of our conditions indicates that the effective Lagrangian on the brane cannot exhibit conformal invariance. | この研究は、厳格なルールを課す一連の不可能な推測を確立しています。 braneworld シナリオにおけるバルク フィールドの局在化に関する制約、 特に5次元内のゲージ場とスピノル場に影響を与える 時空。 私たちのアプローチは、依存しないため従来の方法とは異なります。 特定の運動方程式に基づいて、結果を広範囲に適用できるようにします。 ブレーンワールドの各種モデル。 これらの禁止条件は根本的なものを明らかにします フィールドローカリゼーションの限界、埋め込みの実現可能性への挑戦 ブレーン上のフィールド。 たとえば、私たちの分析では、既存の モデルはゲージ場とスピノル場の一貫した位置特定を達成できません。 さらに、条件の 1 つは、有効なラグランジアンが ブレーンは共形不変性を示すことができません。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a holographic study of spontaneous vectorization in the background of an isotropic asymptotically AdS black brane. By extending spontaneous scalarization to vector fields, we demonstrate how the effective mass of the vector field drives tachyonic instability, leading to a transition from the AdS-RN phase to a vectorized phase. Thermodynamic analysis reveals the critical temperature $ T_c $ and coupling $ \alpha_c $ for this transition, with the vectorized phase exhibiting lower free energy. A central discovery is the emergence of a ``screened volume law'' in the holographic entanglement entropy (HEE), a novel phenomenon where the entanglement entropy scales with the subregion size via a screened entropy density distinct from thermal entropy. This arises from a geometric constraint tied to the vanishing of the Christoffel symbol $ \Gamma^z{}_{xx} $, which defines an effective boundary outside the horizons. Unlike conventional ``entanglement shadows'' in black hole systems, this surface acts as a boundary for minimal surfaces in a translationally invariant geometry. This screening effect suggests the inability of entanglement measure to fully probe the Hilbert space of this thermal system. Additionally, the HEE in the vectorized phase displays non-monotonic temperature dependence. These results establish spontaneous vectorization as a mechanism for generating novel entanglement structures in holographic systems, with implications for quantum information and critical phenomena in strongly coupled systems. | バックグラウンドでの自発的ベクトル化のホログラフィック研究を紹介します。 等方性漸近的 AdS ブラック ブレーンの。 自発性を伸ばすことで ベクトル場へのスカラー化により、有効質量がどのように変化するかを示します。 ベクトル場はタキオン不安定性を引き起こし、 AdS-RN フェーズからベクトル化フェーズへ。 熱力学解析により重要なことが明らかになります この遷移に対する温度 $ T_c $ と結合 $ \alpha_c $、 より低い自由エネルギーを示すベクトル化された相。 中心的な発見は、 ホログラフィックエンタングルメントエントロピーにおける「スクリーンドボリュームの法則」の出現 (HEE)、エンタングルメントエントロピーが 熱エントロピーとは異なるスクリーニングされたエントロピー密度によるサブ領域サイズ。 これは、 有効境界を定義するクリストッフェル記号 $ \Gamma^z{}_{xx} $ 地平線の外。 従来の黒色の「絡み影」とは異なります。 穴システムの場合、このサーフェスは、最小サーフェスの境界として機能します。 並進不変幾何学。 このスクリーニング効果は、 もつれ測定ではこのヒルベルト空間を完全に調べることができない 熱システム。 さらに、ベクトル化フェーズの HEE は次のように表示されます。 非単調な温度依存性。 これらの結果は自発性を確立します 新しいもつれ構造を生成するメカニズムとしてのベクトル化 量子情報と重要な影響を伴うホログラフィック システム 強結合システムにおける現象。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The recent evidence for dynamical dark energy from DESI, in combination with other cosmological data, has generated significant interest in understanding the nature of dark energy and its underlying microphysics. However, interpreting these results critically depends on how dark energy is parameterized. This paper examines the robustness of conclusions about the viability of particular kinds of dynamical dark energy models to the choice of parameterization, focusing on four popular two-parameter models: the Chevallier-Polarski-Linder (CPL), Jassal-Bagla-Padmanabhan (JBP), Barboza-Alcaniz (BA), and exponential (EXP) parameterizations. We find that conclusions regarding the viability of minimally and non-minimally coupled quintessence models are independent of the parameterization adopted. We demonstrate this both by mapping these dark energy models into the $(w_0, w_a)$ parameter space defined by these various parameterizations and by showing that all of these parameterizations can equivalently account for the phenomenology predicted by these dark energy models to a high degree of accuracy. | DESI による動的ダーク エネルギーの最近の証拠と、 他の宇宙論的データは、理解する上で大きな関心を引き起こしています 暗黒エネルギーの性質とその根底にある微物理。 しかし、 これらの結果の解釈は、ダークエネルギーがどの程度であるかに大きく依存します。 パラメータ化されています。 この論文では、 特定の種類の動的ダークエネルギーモデルの選択に対する実行可能性 パラメータ化では、4 つの一般的な 2 パラメータ モデルに焦点を当てます。 シュヴァリエ・ポラルスキー・リンダー（CPL）、ジャサル・バグラ・パドマナバン（JBP）、 Barboza-Alcaniz (BA) および指数関数 (EXP) パラメーター化。 私たちはそれを発見しました 最小結合と非最小結合の実行可能性に関する結論 クインエッセンス モデルは、採用されているパラメータ化から独立しています。 私たちは これらのダーク エネルギー モデルを $(w_0, w_a)$ にマッピングすることで、これを実証します。 これらのさまざまなパラメータ化によって定義され、それを示すことによってパラメータ空間が定義されます。 これらのパラメータ化はすべて、現象学を同等に説明できます。 これらのダークエネルギーモデルによって高精度に予測されます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We systematically perform numerical-relativity simulations for equal-mass binary neutron star mergers for the models varying the thermal index $\Gamma_{\rm th}$ with 3 different equations of state (EOSs) of the neutron stars (NSs), which are consistent with current multi-messenger observational data and state-of-the-art theoretical calculations, and 2 different binary total mass ($m_0=2.7\ \text{and}\ 2.9~M_\odot$). By varying the value of $\Gamma_{\rm th}$ within the hybrid EOS framework, we investigate the thermal effects on the merger dynamics, gravitational waves (GWs), and the dynamical mass ejection process. We find that the choice of the constant $\Gamma_{\rm th}$ can change the outcome of the remnant for specific EOSs and $m_0$. We also show that the dynamical ejecta mass is affected by the $\Gamma_{\rm th}$ value in a different way for different EOSs: for a stiff EOS the ejecta mass is high when $\Gamma_{\rm th}$ is small, while for softer EOSs the largest ejecta is achieved when $\Gamma_{\rm th} = 1.3$--$1.4$. While the inspiral motion does not depend on the $\Gamma_{\rm th}$, the post merger phase evolution is highly affected by that. We show that the dominant peak frequency $f_2$ of the post merger GW spectrum monotonically decreases as the $\Gamma_{\rm th}$ increases. We find that the universal relations between NS macroscopic properties and post-merger GW frequencies are subject to non-negligible thermal uncertainties, which can obscure the universal relation between the tidal deformability and $f_2$. | 等質量に対する数値相対性シミュレーションを系統的に実行します。 熱指数を変化させたモデルにおける連星中性子星の合体 $\Gamma_{\rm th}$ と中性子の 3 つの異なる状態方程式 (EOS) 現在のマルチメッセンジャーの観測結果と一致する星 (NS) データと最先端の理論計算、および 2 つの異なるバイナリ 総質量 ($m_0=2.7\ \text{and}\ 2.9~M_\odot$)。 の値を変えることで、 $\Gamma_{\rm th}$ をハイブリッド EOS フレームワーク内で調査します。 合体ダイナミクス、重力波 (GW)、および力学への影響 大量排出プロセス。 定数 $\Gamma_{\rm の選択は th}$ は、特定の EOS と $m_0$ のレムナントの結果を変更できます。 私たちも 動的噴出物の質量が $\Gamma_{\rm th}$ 値の影響を受けることを示す 異なる EOS では異なる方法で: 硬い EOS では噴出物の質量が大きくなります $\Gamma_{\rm th}$ が小さい場合、よりソフトな EOS の場合、最大の噴出物は $\Gamma_{\rm th} = 1.3$--$1.4$ のときに達成されます。 インスピレーションの動きが起こる間、 $\Gamma_{\rm th}$ に依存しないため、合併後のフェーズの進化は非常に大きくなります。 その影響を受けています。 投稿の支配的なピーク周波数 $f_2$ が $\Gamma_{\rm th}$ が増加するにつれて、合併 GW スペクトルは単調減少します。 我々は、NSの巨視的特性と 合併後の GW 周波数は無視できない熱不確実性の影響を受けます。 これは、潮汐変形能と $f_2$。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Pair-creation of charged particles in a strong gauge-field background - the renowned Schwinger effect - can strongly alter the efficiency of gauge-field production during axion inflation. It is therefore crucial to have a clear understanding and proper description of this phenomenon to obtain reliable predictions for the physical observables in this model. In the present work, we revisit the problem of Schwinger pair production during axion inflation in the presence of both electric and magnetic fields and improve on the state of the art in two ways: (i) taking into account that the electric- and magnetic-field three-vectors are in general not collinear, we derive the vector decomposition of the Schwinger-induced current in terms of these fields and determine the corresponding effective electric and magnetic conductivities; (ii) by identifying the physical momentum scale associated with the pair-creation process, we incorporate Schwinger damping of the gauge field in a scale-dependent fashion in the relevant equations of motion. Implementing this new description in the framework of the gradient-expansion formalism, we obtain numerical results in a benchmark scenario of axion inflation and perform a comprehensive comparison with earlier results in the literature. In some cases, the resulting energy densities of the produced gauge fields differ from the old results by more than one order of magnitude, which reflects the importance of taking the new effects into account. | 強いゲージ場背景における荷電粒子のペア生成 - 有名なシュウィンガー効果 - ゲージフィールドの効率を大きく変えることができます アクシデントのインフレーション中の生産。 したがって、明確な情報を持つことが重要です 信頼性を得るために、この現象を理解し、適切に説明する このモデルの物理的観測量の予測。 現在の仕事において、私たちは、 アクシオンインフレーション中のシュウィンガー対生成の問題を再考する 電界と磁界の両方の存在を調整し、状態を改善します。 芸術には次の 2 つの方法があります: (i) 電場と磁場が 3 つのベクトルは一般に共線的ではないため、ベクトル分解を導き出します。 これらの磁場に関してシュウィンガー誘導電流を計算し、 対応する有効な電気伝導率と磁気伝導率。 (ii) によって ペアの作成に関連する物理的運動量のスケールを特定する このプロセスでは、ゲージ場のシュウィンガー減衰を組み込みます。 関連する運動方程式におけるスケール依存の様式。 これを実装する 勾配拡大形式主義の枠組みにおける新しい記述が得られます。 アクシオン インフレーションのベンチマーク シナリオでの数値結果を取得し、 文献内の以前の結果との包括的な比較。 場合によっては、 生成されたゲージ場のエネルギー密度は古いものとは異なります。 これは、次の重要性を反映しています。 新しい効果を考慮して。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper, we construct two spherically symmetric thin-shell gravastar models within a BTZ geometry with minimum length. Therefore, in the inner region of the gravastar, we consider an anti- de Sitter metric with minimum length. Thus, for the first model, we introduce the minimum length effect using the probability density of the ground state of the hydrogen atom in two dimensions. For the second gravastar model, we adopt a Lorentzian-type distribution. Also in the outer region, we consider the BTZ black hole metric. So, by examining the inner spacetime, the thin shell, and the outer spacetime, we find that there are different physical characteristics regarding their energy densities and pressures that make the gravastar stable. This effect persists even when the cosmological constant is zero. In addition, we determined the entropy of the gravastar thin shell. Besides, we explore the thermodynamic properties of the BTZ black hole with minimum length in Schwarzschild-type form and also check its stability. | この論文では、2 つの球対称の薄殻グラバスターを構築します。 最小長の BTZ ジオメトリ内のモデル。 したがって、内部では グラヴァスターの領域では、最小値を持つ反デ・シッター指標を考慮します。 長さ。 したがって、最初のモデルでは、次を使用して最小長効果を導入します。 2 つの水素原子の基底状態の確率密度 寸法。 2 番目の Gravastar モデルには、ローレンツ型を採用します。 分布。 外側領域でも、BTZ ブラック ホール メトリックを考慮します。 したがって、内部時空、薄い殻、および外部時空を調べることによって、 彼らには異なる身体的特徴があることがわかりました。 グラヴァスターを安定させるエネルギー密度と圧力。 この効果 宇宙定数がゼロの場合でも持続します。 さらに、私たちは グラヴァスターの薄い殻のエントロピーを決定した。 さらに、私たちは、 最小長さのBTZブラックホールの熱力学特性 シュヴァルツシルト型のフォルムとその安定性もチェック。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this work, we constrain the values of the parameters of the Generalized Tolman-Oppenheimer-Volkoff (GTOV) equation through Bayesian inference. We use the mass and radius data from the Neutron Star Interior Composition Explorer (NICER) for PSR J0740$+$6620 and PSR J0030$+$0451, as well as the mass, radius, and dimensionless tidal deformability from the gravitational wave (GW) events GW190814 and GW170817. We use two distinct parameterizations of the extended non-linear Walecka model (eNLW) with and without hyperons. The GTOV employed for the study contains additional free parameters with different physical motivations. Two possible scenarios are considered in our analysis: conservative and speculative. In the first case, we take into account the most reliable neutron star (NS) data from NICER and the GW170817 event. In the second case, we consider the possibility that the compact object with a mass of $2.54 M_{\odot}$ in the GW190814 event is an NS. Our findings show significant improvements in the physical quantities analyzed, leading to better agreement with the observational data compared to the results obtained using the TOV equation. | この作業では、一般化されたパラメータの値を制約します。 ベイズ推論によるトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ (GTOV) 方程式。 私たちが使用するのは 中性子星内部組成エクスプローラーからの質量と半径のデータ (NICER) PSR J0740$+$6620 および PSR J0030$+$0451、および質量、半径、 重力波（GW）現象による無次元の潮汐変形可能性 GW190814とGW170817。 拡張された 2 つの異なるパラメーター化を使用します。 ハイペロンありとなしの非線形ワレッカ モデル (eNLW)。 採用されたGTOV 研究には、さまざまな物理的パラメータを含む追加の自由パラメータが含まれています 動機。 分析では 2 つの考えられるシナリオが考慮されます。 保守的で投機的。 最初のケースでは、最も考慮されるのは、 NICER および GW170817 イベントからの信頼できる中性子星 (NS) データ。 で 2 番目のケースでは、次の質量を持つコンパクトな物体が存在する可能性を考慮します。 GW190814 イベントの $2.54 M_{\odot}$ は NS です。 私たちの調査結果は重要なことを示しています 分析される物理量が改善され、より良い一致が得られます 観測データと TOV を使用して得られた結果との比較 方程式。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We develop a conformally invariant (CI) framework in $(1+3)$-dimensional de Sitter (dS) spacetime, that unifies the descriptions of graviton, ``partially massless'' graviton, and photon fields. This framework is grounded in a rigorous group-theoretical analysis in the Wigner sense and employs Dirac's six-cone formalism. Originally introduced by Dirac, the concept of conformal space and the six-cone formalism were used to derive the field equations for spinor and vector fields in $(1+3)$-dimensional Minkowski spacetime in a manifestly CI form. Our framework extends this approach to dS spacetime, unifying the treatment of massless and ``partially massless'' fields with integer spin $s>0$ under conformal symmetry. This unification enhances the understanding of fundamental aspects of gravitational theories in curved backgrounds. | $(1+3)$ 次元で共形不変 (CI) フレームワークを開発します。 シッター (dS) 時空、重力子の記述を「部分的に」統一する 無質量重力子と光子場。 このフレームワークは、 ウィグナーの意味での厳密な群理論分析とディラックの理論を採用 6つの円錐の形式主義。 もともとディラックによって導入されたコンフォーマルの概念 空間と六つの円錐の形式主義を使用して、次の場方程式を導き出しました。 $(1+3)$ 次元ミンコフスキー時空のスピノル場とベクトル場 明らかにCI形式。 私たちのフレームワークは、このアプローチを dS 時空に拡張します。 質量のないフィールドと「部分的に質量のない」フィールドの扱いを統一する 等角対称のもとでの整数スピン $s>0$。 この統合により、 曲面における重力理論の基本的側面の理解 背景。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper, we develop a quantum field theory framework to describe the interaction between a gravitational wave (GW) background and an electromagnetic (EM) field emitted from a distant celestial source, such as a star. We demonstrate that a background of primordial gravitational waves (PGWs), as predicted by the inflationary scenario, induces a loss of spatial coherence in the EM field as it propagates over cosmological distances. This effect leads to the degradation of van Cittert-Zernike correlations, ultimately rendering them unobservable - a phenomenon referred to as blurring. Since spatial coherence is observed in very long baseline interferometry (VLBI) measurements of distant quasars, this places constraints on the amplitude of the PGW background. We quantitatively evaluate the blurring effect caused by PGWs in a two-mode squeezed state, which represents the standard quantum state predicted by the simplest inflationary models. However, due to the weak coupling between GWs and the EM field, we find that the induced incoherence is too small to be detected in current VLBI observations. | この論文では、場の量子論フレームワークを開発して、 重力波 (GW) バックグラウンドと電磁波間の相互作用 (EM) 星などの遠い天体源から放射される場。 私たちは 原始重力波 (PGW) の背景が次のように存在することを実証します。 インフレシナリオによって予測される、空間的一貫性の喪失を誘発する 電磁場は宇宙論的な距離を超えて伝播します。 この効果は次のことにつながります。 ファン・チッタート・ゼルニケ相関の劣化、最終的には相関関係がレンダリングされる 観察できない - ぼやけと呼ばれる現象。 空間コヒーレンスがあるので、 遠方の超長基線干渉法 (VLBI) 測定で観察されました。 クエーサーの場合、これにより PGW バックグラウンドの振幅に制約が課されます。 私たちは PGWによるぼやけ効果を2モードで定量的に評価 スクイーズド状態。 これは、 最も単純なインフレモデル。 ただし、GW と GW 間の結合が弱いため、 EM 場では、誘導されたインコヒーレンスが小さすぎて検出できないことがわかりました。 現在の VLBI 観測では。 |
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| Creating macroscopic spatial superposition states is crucial for investigating matter-wave interferometry and advancing quantum sensor technology. Currently, two potential methods exist to achieve this objective. The first involves using inverted harmonic potential (IHP) to spatially delocalize quantum states through coherent inflation [1]. The second method employs a spin-dependent force to separate two massive wave packets spatially [2]. The disadvantage of the former method is the slow initial coherent inflation, while the latter is hindered by the diamagnetism of spin-embedded nanocrystals, which suppresses spatial separation. In this study, we integrate two methods: first, we use the spin-dependent force to generate initial spatial separation, and second, we use IHP to achieve coherent inflating trajectories of the wavepackets. This approach enables the attainment of massive large spatial superposition in minimal time. For instance, a spatial superposition with a mass of $10^{-15}$ kg and a size of 50 $\mu$m is realized in $0.1$ seconds. We also calculate the evolution of wave packets in both harmonic potential (HP) and IHP using path integral approach. | 巨視的な空間重ね合わせ状態を作成することは、 物質波干渉法の研究と量子センサーの進歩 テクノロジー。 現在、この目的を達成するために 2 つの方法が考えられます。 1 つ目は、逆高調波ポテンシャル (IHP) を使用して空間的に コヒーレントなインフレーションを通じて量子状態を非局在化します [1]。 2番目の方法 スピンに依存する力を利用して 2 つの巨大な波束を空間的に分離します [2]。 前者の方法の欠点は、初期コヒーレントが遅いことです。 インフレーションは、スピン埋め込みの反磁性によって妨げられます。 空間分離を抑制するナノクリスタル。 この研究では、 2 つの方法: まず、スピンに依存する力を使用して初期空間を生成します。 次に、IHP を使用して一貫した膨張軌道を実現します。 波束の。 このアプローチにより、大規模な 最小限の時間で空間を重ね合わせます。 たとえば、空間的な重ね合わせ 質量 $10^{-15}$ kg、大きさ 50 $\mu$m を $0.1$ で実現 秒。 また、両方の高調波における波束の進化も計算します。 ポテンシャル (HP) とパス積分アプローチを使用した IHP。 |
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| We assess how physically realistic the ''simulation hypothesis'' for this Universe is, based on physical constraints arising from the link between information and energy, and on known astrophysical constraints. We investigate three cases: the simulation of the entire visible Universe, the simulation of Earth only, or a low resolution simulation of Earth, compatible with high-energy neutrino observations. In all cases, the amounts of energy or power required by any version of the simulation hypothesis are entirely incompatible with physics, or (literally) astronomically large, even in the lowest resolution case. Only universes with very different physical properties can produce some version of this Universe as a simulation. On the other hand, our results show that it is just impossible that this Universe is simulated by a universe sharing the same properties, regardless of technological advancements of the far future. | これに対する「シミュレーション仮説」が物理的にどれだけ現実的であるかを評価します。 宇宙は、相互のつながりから生じる物理的制約に基づいています。 情報とエネルギー、そして既知の天体物理的制約について。 調査します 3 つのケース: 目に見える宇宙全体のシミュレーション、 地球のみ、または地球の低解像度シミュレーション。 高エネルギーニュートリノ観測。 すべての場合において、エネルギーまたは電力の量は、 シミュレーション仮説のどのバージョンでも必要とされるものは完全に互換性がありません 物理学を伴う、または（文字通り）天文学的な大きさ、たとえ最も低いものであっても 解決事件。 非常に異なる物理的特性を持つ宇宙だけが、 このユニバースの何らかのバージョンをシミュレーションとして生成します。 一方、私たちの 結果は、この宇宙が宇宙によってシミュレートされることはまったく不可能であることを示しています。 技術の進歩に関係なく、同じ性質を共有する宇宙 遠い未来のこと。 |
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| Theories described by non-Hermitian Hamiltonians are known to possess strictly positive energy eigenvalues and exhibit unitary time evolution if the Hamiltonian is symmetric under discrete parity and time (PT) transformation. In this work, we demonstrate how quantum quadratic gravity, a theory that generally violates unitarity when viewed as a Hermitian quantum field theory, can be complex-deformed into such a PT-symmetric theory with an action that consists of a ghost-less Hermitian free part and non-Hermitian interactions. Paying special attention to the gauge symmetry present in the theory, we quantize in the covariant operator formalism after suggesting how the framework might be extended to the pseudo-Hermitian picture. We find compelling evidence that the resulting quantum theory possesses a unitary inner product and a sensible interpretation of quantum probability, thus avoiding the ghost problem present in the Hermitian formulation of quadratic gravity. | 非エルミート ハミルトニアンによって記述された理論は、次のことを備えていることが知られています。 厳密に正のエネルギー固有値であり、次の場合に単位時間発展を示します。 ハミルトニアンは、離散パリティおよび時間 (PT) 変換の下では対称です。 で この研究では、量子二次重力理論がどのように機能するかを実証します。 エルミートの場の量子理論として見ると、一般にユニタリティに違反します。 というアクションにより、このような PT 対称理論に複雑に変形できます。 ゴーストのないエルミート自由部分と非エルミート相互作用で構成されます。 理論に存在するゲージ対称性に特に注意を払い、 フレームワークがどのように構成されるかを示唆した後、共変演算子形式で量子化します。 擬エルミート像に拡張される可能性があります。 説得力のある証拠を見つけます 結果として得られる量子理論はユニタリ内積と 量子確率の賢明な解釈により、ゴースト問題を回避します 二次重力のエルミート公式に存在します。 |
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| We establish direct evidence for the perturbative distinguishability between black hole microstates and thermal states using the AdS/CFT correspondence. In two-dimensional holographic conformal field theories, we obtain the short interval expansion of subsystem fidelity and quantum Jensen-Shannon divergence, both of which provide rigorous lower and upper bounds for trace distance. This result demonstrates that quantum gravity corrections break semiclassical indistinguishability, thereby supporting the recovery of information even from a small amount of the Hawking radiation. | 我々は、以下の間の摂動的な区別可能性についての直接的な証拠を確立する。 AdS/CFT 対応を使用したブラック ホールの微小状態と熱状態。 で 二次元ホログラフィック共形場の理論により、短い次の式が得られます。 サブシステムの忠実度および量子ジェンセン・シャノン発散の区間拡張、 どちらもトレース距離の厳密な下限と上限を提供します。 これ 結果は、量子重力補正が半古典的理論を打ち破ることを示しています 区別できないため、情報の復元をサポートします。 少量のホーキング放射。 |
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| The information about the internal structure of a compact object is classically inaccessible to external observers. In this paper, we investigate how quantum corrections to gravitational fields can reveal the internal structure of compact objects composed of dust shells. Using an effective field theory approach to incorporate quantum corrections up to second order in curvature, we derive a quantum-corrected metric for $N$ uniformly spaced shells with equal surface mass density and then examine how these corrections manifest in the deflection angle for gravitational lensing. In particular, we mainly investigate quantum-corrected astrophysical observables such as the Einstein ring and image magnification. Compared to the classical scenario, the deflection angle and the corresponding Einstein angle differ by a term that depends explicitly on the number of dust shells, which play the role of quantum hair. Specifically, the quantum correction to them diminishes as $N$ increases, yet a finite deviation from the classical result remains even in the continuum limit $N\to\infty$. Consequently, our results show that the internal structures of compact objects with identical mass and radius can be distinguished by quantum hair through their lensing observables. | コンパクトオブジェクトの内部構造に関する情報は、 従来、外部の観察者はアクセスできませんでした。 この論文で調査するのは、 重力場の量子補正がどのようにして内部の状態を明らかにできるのか ダストシェルで構成されるコンパクトな物体の構造。 有効フィールドを利用する 二次までの量子補正を組み込む理論的アプローチ 曲率を考慮して、$N$ 等間隔のシェルの量子補正された計量を導出します。 等しい表面質量密度でそれらの補正がどのように現れるかを調べます 重力レンズの偏向角における。 特に私たちは主に、 アインシュタインなどの量子補正された天体物理学的観測値を調査する リングと画像の倍率。 古典的なシナリオと比較すると、 偏向角と対応するアインシュタイン角は、次の項によって異なります。 量子の役割を果たすダストシェルの数に明らかに依存します。 髪。 具体的には、$N$ が増加するにつれてそれらに対する量子補正が減少します。 しかし、古典的な結果からの有限の偏差は連続体でも残ります。 $N\to\infty$ を制限します。 したがって、我々の結果は、内部構造が 同じ質量と半径を持つコンパクトな物体は次のように区別できます。 レンズの観察物を通して量子毛髪を観察します。 |
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| Ultralight boson clouds can form around black holes in binaries through superradiance, and undergo resonant level transitions at certain orbit frequencies. In this work, we investigate the gravitational waves emitted by the clouds during resonant level transitions, and forecast their detectability with future gravitational wave observations. We find that, for scalar fields of mass around $10^{-12}$ eV, clouds in stellar mass black hole binaries can radiate gravitational waves around $0.1$ Hz during hyperfine level transition, that can be detected with future gravitational wave detectors such as DECIGO and BBO, providing a potential way of searching for ultralight boson fields. We also consider the clouds in intermediate mass black hole binaries, which can emit milli-Hz gravitational waves during hyperfine level transition. The resulting gravitational waves, however, can be hardly detected with LISA-like detectors. | 超軽量ボソン雲は、連星のブラックホールの周囲に形成される可能性があります。 超放射し、特定の軌道で共鳴準位遷移を受ける 周波数。 この研究では、地球から放出される重力波を調査します。 共鳴準位遷移中の雲を検出し、その検出可能性を予測する 将来の重力波観測に向けて。 次のことがわかります。 質量は約 $10^{-12}$ eV、恒星質量ブラックホール連星内の雲は、 超微細準位遷移中に $0.1$ Hz 付近で重力波を放射し、 DECIGOなどの将来の重力波検出器で検出できる可能性がある および BBO は、超軽量ボソン場を探索する潜在的な方法を提供します。 私たちは また、中間質量ブラックホール連星の雲も考慮してください。 超微細準位遷移中にミリヘルツの重力波を放出します。 の ただし、結果として生じる重力波は、LISA のようなものではほとんど検出できません。 探知機。 |
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| We present a scheme for numerically solving Maxwell's equations in a weakly perturbed spacetime without introducing the usual geometric optics approximation. Using this scheme, we study light propagation through a spherical perturbation of a stationary metric in the linear limit. Going beyond geometric approximation allows us to explore the wave optics effects that occur when the wavefront propagates through the gravitational potential. We find that the wavefront breaks on the gravitational potential due to the Shapiro time delay, i.e. due to the slowing down of light when propagating in an inhomogeneous spacetime. This again leads to constructive interference, resulting in a persistent frequency dependent amplification of parts of the wave amplitude. When the wave length is shorter than a certain threshold set by the induced gravitational mass, the waves are reflected on the curvature gradient. | マクスウェル方程式を弱い方法で数値的に解くスキームを提案します。 通常の幾何光学を導入せずに時空を乱す 近似。 このスキームを使用して、光の伝播を研究します。 線形限界における静止計量の球面摂動。 超えていく 幾何学的近似により、発生する波動光学効果を調査できるようになります。 波面が重力ポテンシャルを通って伝播するとき。 私たちはそれを発見しました 波面はシャピロ時間により重力ポテンシャルで壊れる 遅延、つまり、光が伝播する際の速度の低下によるもの 不均一な時空。 これもまた建設的な干渉につながり、 その結果、周波数に依存して部分的に増幅が持続することになります。 波の振幅。 波長が一定のしきい値よりも短い場合 誘導された重力質量、波は曲率に反射されます 勾配。 |
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| Fast Radio Bursts (FRBs) are bright radio transient events, a subset of which have been localized to their host galaxies. Their high dispersion measures offer valuable insights into the ionized plasma along their line of sight, enabling them to serve as probes of cosmological parameters. One of the major challenges in contemporary cosmology is the Hubble tension -- an unresolved discrepancy between two independent methods of determining the Universe's expansion rate, yielding differing values for the Hubble constant. In this study, we analyze a sample of 64 extragalactic, localized FRBs observed by various telescopes, employing Bayesian analysis with distinct likelihood functions. Our findings suggest that FRBs serve as tracers of the Hubble constant in the late-time Universe. Notably, our results exhibit smaller error bars compared to previous studies, and the derived Hubble constant with 1$\sigma$ error bars no longer overlap with those obtained from early-Universe measurements. These results underscore the continuing tension between early- and late-time measurements of the Hubble constant. | 高速無線バースト (FRB) は明るい無線過渡イベントであり、そのサブセットです。 ホスト銀河に局在化しています。 高分散対策 視線に沿ったイオン化プラズマに関する貴重な洞察を提供します。 それらを宇宙論的パラメーターのプローブとして機能させることができます。 主要なものの 1 つ 現代の宇宙論における課題は、未解決のハッブル張力です。 宇宙を決定する 2 つの独立した方法間の不一致 膨張率により、ハッブル定数の異なる値が得られます。 この中で 研究では、私たちは、によって観測された64個の銀河系外の局所的なFRBのサンプルを分析しました。 さまざまな望遠鏡、明確な尤度を備えたベイジアン解析を採用 機能。 私たちの調査結果は、FRBがハッブルの追跡者として機能していることを示唆しています 後期の宇宙では一定です。 注目すべき点は、結果の誤差が小さいことです。 以前の研究と比較したバー、および導出されたハッブル定数 1$\sigma$ エラーバーが初期宇宙から得られたエラーバーと重なり合わなくなりました 測定。 これらの結果は、初期の そしてハッブル定数の遅い時間の測定。 |
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| The canonical signal model in continuous gravitational wave searches is deterministic, and stable over the long integration times needed to separate a putative signal from the noise, e.g. with a matched filter. However, there exist plausible physical mechanisms that give rise to "spin-wandering", i.e. small stochastic variations in the frequency of the gravitational wave. Stochastic variations degrade the sensitivity of matched filters which assume a deterministic frequency evolution. Suites of synthetic spin-wandering injections are performed to infer the loss in sensitivity depth $D_{\rm SW}$ when compared to the depth for a canonical signal $D_{\rm det}$. For a fiducial spin-wandering signal that wanders by $\lesssim5 \times 10^{-6}\,$Hz per day, the depth ratio is $D_{\rm det} / D_{\rm SW}=4.39^{+0.23}_{-0.27}$, $1.51^{+0.02}_{-0.03}$, $1.75^{+0.04}_{-0.04}$, and $1.07^{+0.01}_{-0.02}$ for the coherent $F$-statistic, semi-coherent $F$-statistic, CrossCorr, and HMM-Viterbi algorithms respectively. Increasing the coherence time of the semi-coherent algorithms does not necessarily increase their sensitivity to spin-wandering signals. | 連続重力波探索における正準信号モデルは次のとおりです。 決定論的で、分離に必要な長い積分時間にわたって安定しています。 ノイズからの推定信号、例:マッチドフィルター付き。 ただし、そこには 「スピンワンダリング」を引き起こすもっともらしい物理メカニズムが存在します。 重力波の周波数の小さな確率的変動。 確率的変動は、 決定的な周波数の進化。 合成スピンワンダリングのスイート 感度の損失の深さを推測するために注入が実行されます $D_{\rm SW}$ 正準信号 $D_{\rm det}$ の深さと比較した場合。 フィデューシャルの場合 1 日あたり $\lesssim5 \times 10^{-6}\,$Hz ずつさまようスピンワンダリング信号、 深さの比率は $D_{\rm det} / D_{\rm SW}=4.39^{+0.23}_{-0.27}$、 $1.51^{+0.02}_{-0.03}$、$1.75^{+0.04}_{-0.04}$、および $1.07^{+0.01}_{-0.02}$ コヒーレント $F$ 統計、セミコヒーレント $F$ 統計、CrossCorr、 それぞれ HMM-Viterbi アルゴリズム。 コヒーレンス時間を増やす セミコヒーレントアルゴリズムは必ずしも感度を高めるわけではありません スピンワンダリング信号。 |
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| The so-called Buchdahl limit is not yet fully understood in the context of theories of gravity beyond the Einsteinian framework. In this investigation, we generalize this limit for the case of static, spherically-symmetric, relativistic compact stars in f(R) theories of gravity within the metric formalism. We present a comprehensive analysis that ensures regularity, thermodynamic stability, fulfillment of all required junction conditions, recovery of the Newtonian potential at long distances and a correct extraction of the asymptotic mass. Our results are exemplified for the f(R)=R+ alpha R^2 Starobinsky model and several realistic equations of state describing neutron-star matter. We also compare these results with the case of compact stars immersed ad hoc in an Schwarzschild exterior vacuum, although this scenario does not fulfill all necessary f(R) junction conditions. To test the validity of viable f(R) models, we show that such stars can indeed host additional energetic content, so their gravitational redshift can be greater than 2, which is prohibited in General Relativity. | いわゆるブッフダール限界は、以下の文脈ではまだ完全には理解されていません。 アインシュタインの枠組みを超えた重力理論。 今回の調査では、 この制限を静的、球面対称、 計量内での f(R) 重力理論における相対論的コンパクト星 形式主義。 規則性を保証する包括的な分析を提示します。 熱力学的安定性、必要な接合条件をすべて満たすこと、 長距離でのニュートンポテンシャルの回復と正しい抽出 漸近質量の。 私たちの結果は、f(R)=R+ alpha R^2 について例示されています。 スタロビンスキー モデルといくつかの現実的な状態方程式を記述する 中性子星物質。 また、これらの結果をコンパクトな場合と比較します。 星はシュヴァルツシルトの外部真空にその場で浸漬されましたが、これは シナリオは必要な f(R) 接合条件をすべて満たしていません。 をテストするには、 実行可能な f(R) モデルの妥当性を検証することで、そのような星が実際にホストできることを示します。 エネルギー成分が追加されるため、重力赤方偏移がより大きくなる可能性があります 2 よりも大きいですが、これは一般相対性理論で禁止されています。 |
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| The black hole butterfly effect is a signal of quantum chaos in holographic theories that can be probed in different ways, including out-of-time-order correlators (OTOCs), pole skipping (PS), and entanglement wedge (EW) reconstruction. Each of these three phenomena can be used to define a butterfly velocity that measures the speed at which chaos spreads. In a general quantum system the three velocities $v_B^{\text{OTOC}}$, $v_B^{\text{PS}}$, and $v_B^{\text{EW}}$ can be different, but it is known from explicit calculations that they are all equal in certain holographic theories dual to Einstein gravity plus higher-curvature corrections. A conceptual explanation for this apparent coincidence is lacking. We show that it follows from a deeper relationship: The pole-skipping mode, added to the black hole background, can be reinterpreted as the gravitational replica manifold for the late-time entanglement wedge, and its imaginary part is the shockwave that computes the OTOC. Thus pole skipping is directly related to entanglement dynamics in holographic theories, and the origin of the pole-skipping mode is an extremal surface on the horizon. This explains the coincidence $v_B^{\text{OTOC}} = v_B^{\text{PS}} = v_B^{\text{EW}}$ in known cases, and extends it to general theories of gravity with a pole-skipping mode having the usual behavior. | ブラックホールバタフライ効果はホログラフィックにおける量子カオスの信号である 時間順不同など、さまざまな方法で調査できる理論 相関器 (OTOC)、ポールスキッピング (PS)、エンタングルメントウェッジ (EW) 再建。 これら 3 つの現象はそれぞれ、蝶を定義するために使用できます。 カオスが広がる速度を測定する速度。 一般的な量子では 3 つの速度 $v_B^{\text{OTOC}}$、$v_B^{\text{PS}}$、および $v_B^{\text{EW}}$ は異なる可能性がありますが、明示的な計算から知られています アインシュタインと二重の特定のホログラフィック理論ではそれらはすべて等しい 重力とより高い曲率の補正。 これについての概念的な説明 明らかな偶然が欠けている。 それがより深いところから続くことを示します 関係: ブラック ホールの背景に追加された極スキップ モードは、 後期の重力レプリカ多様体として再解釈される エンタングルメントウェッジ、その虚数部は、を計算する衝撃波です。 オトク。 したがって、ポールスキッピングは、エンタングルメントダイナミクスに直接関係しています。 ホログラフィック理論、およびポールスキップモードの起源は極値です。 地平線上の表面。 これは偶然の一致を説明しています $v_B^{\text{OTOC}} = 既知のケースでは v_B^{\text{PS}} = v_B^{\text{EW}}$ を一般に拡張します 通常の挙動を持つ極スキップモードによる重力理論。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In the present work, we obtain and analyze a new class of analytical solutions of magnetically charged black bounces in k-essence theory, spherically symmetric in (3+1)-dimensions, coupled to nonlinear electrodynamics (NED). We consider two metric models, Simpson-Visser and Bardeen, for the k-essence configurations n = 1/3 and n = 1/5. We obtain in an analytical way which scalar field, field potential, and Lagrangian NED are necessary to support the metrics. We analyze the behavior of these quantities and the energy conditions due to the scalar field and the NED. | 現在の研究では、新しいクラスの分析を取得して分析します。 K エッセンス理論における磁気的に帯電したブラック バウンスの解、 (3+1) 次元で球対称、非線形電気力学と結合 (NED)。 我々は、Simpson-Visser と Bardeen という 2 つの計量モデルを考慮します。 k エッセンス構成 n = 1/3 および n = 1/5。 分析的な方法で取得します どのスカラー場、場のポテンシャル、ラグランジュ NED が必要か メトリクスをサポートします。 これらの量とエネルギーの挙動を分析します。 スカラー場と NED による条件。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Gravitational lensing by compact, small-scale intervening masses causes frequency-dependent distortions to gravitational-wave events. The optimal signal-to-noise ratio (SNR) is often used as a proxy for the detectability of exotic signals in gravitational-wave searches. In reality, the detectability of such signals in a matched-filtering search requires comprehensive consideration of match-filtered SNR, signal-consistency test value, and other factors. In this work, we investigate for the first time the detectability of lensed gravitational waves from compact binary coalescences with a match-filtering search pipeline, GstLAL. Contrary to expectations from the optimal-SNR approximation approach, we show that the strength of a signal (i.e., higher optimal SNR) does not necessarily result in higher detectability. We also demonstrate that lensed gravitational waves with wave optics effects can suffer significantly, from $~90\%$ (unlensed) to $<1\%$ (lensed) detection efficiency, due to downranking by the signal-consistency test values. These findings stress the need to extend current template banks to effectively search for lensed gravitational waves and to reassess current constraints on compact dark matter scenarios. | コンパクトで小規模な介在質量による重力レンズが原因 重力波イベントに対する周波数依存の歪み。 最適な 信号対雑音比 (SNR) は、検出可能性の代用としてよく使用されます。 重力波探索におけるエキゾチックな信号。 実際には、検出可能性は、 マッチドフィルタ検索におけるこのような信号には、包括的な考慮が必要です 一致フィルタリングされた SNR、信号一貫性テスト値、およびその他の要素の値。 で この研究では、レンズ付きの検出可能性を初めて調査します。 マッチフィルタリングを使用したコンパクトなバイナリ合体からの重力波 検索パイプライン、GstLAL。 最適な SNR からの期待に反して 近似アプローチを使用すると、信号の強度（つまり、より高い）が示されます。 最適な SNR) は必ずしも検出可能性を高めるわけではありません。 私たちも 波動光学効果を伴うレンズ重力波が影響を受ける可能性があることを実証する 検出効率が $~90\%$ (レンズなし) から $<1\%$ (レンズあり) に大幅に向上 信号一貫性テスト値によるランクダウンによるもの。 これらの発見は強調します レンズ付きのテンプレートを効果的に検索するには、現在のテンプレート バンクを拡張する必要がある 重力波とコンパクト暗黒物質に関する現在の制約を再評価する シナリオ。 |
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| We investigate the gravitational field of a kinetic gas beyond its usual derivation from the second moment of the one-particle distribution function (1PDF), that serves as energy-momentum tensor in the Einstein equations. This standard procedure raises the question why the other moments of the 1PDF (which are needed to fully characterize the kinematical properties of the gas) do not contribute to the gravitational field and what could be their relevance in addressing the dark energy problem? Using the canonical coupling of the entire 1PDF to Finsler spacetime geometry via the Finsler gravity equation, we show that these higher moments contribute non-trivially. A Finslerian geometric description of our universe allows us to determine not only the scale factor but also of the causal structure dynamically. We find that already a Finslerian vacuum solution naturally permits an exponential expanding universe, without the need for a cosmological constant or any additional quantities. This solution possesses a causal structure which is a mild deformation of the causal structure of Friedmann-Lema\^itre-Robertson-Walker (FLRW) geometry; close to the rest frame defined by cosmological time (i.e., for slowly moving objects), the causal structures of the two geometries are nearly indistinguishable. | 通常を超えた運動気体の重力場を調査します 一粒子分布関数の二次モーメントからの導出 (1PDF)、アインシュタイン方程式のエネルギー運動量テンソルとして機能します。 これ 標準的な手順では、なぜ 1PDF の他の瞬間 (これは ガスの運動学的特性を完全に特徴付けるために必要です) 重力場への貢献、そしてそれらとの関連性は何でしょうか？ ダークエネルギー問題に取り組むには？全体の正準結合を使用する 1PDF からフィンスラー重力方程式を介したフィンスラー時空幾何学への変換を示します。 これらの高次の瞬間が重要な貢献をしているということです。 フィンスラー風の幾何学模様 私たちの宇宙の説明により、スケール係数を決定できるだけでなく、 動的に因果関係の構造も同様です。 すでにフィンスラー信者であることがわかりました 真空溶液は自然に指数関数的に膨張する宇宙を可能にします。 宇宙定数または追加の量の必要性。 これ 解決策は、因果関係の軽度の変形である因果構造を持っています。 フリードマン・レマ・イトレ・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）幾何学の構造。 に近い 宇宙論的時間によって定義される静止フレーム (つまり、ゆっくりと移動するオブジェクトの場合)、 2 つの幾何学的形状の因果構造はほとんど区別できません。 |
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| We build the canonical ensemble of a hot self-gravitating matter thin shell in anti-de Sitter (AdS) space by finding its partition function through the Euclidean path integral approach with fixed temperature at the conformal boundary. We obtain the reduced action of the system by restricting the path integral to spherically symmetric metrics with given boundary conditions and with the Hamiltonian constraint satisfied. The stationary conditions, i.e., the mechanical equilibrium and the thermodynamic equilibrium, are obtained from minimizing the reduced action. Evaluating the perturbed reduced action at the stationary points yields the mechanical stability condition and the thermodynamic stability condition. The reduced action calculated at the stationary points gives the partition function in the zero-loop approximation and from it the thermodynamic properties of the system are acquired. Within thermodynamics alone, the only stability condition that one can establish is thermodynamic stability, which follows from the computation of the heat capacity. For given specific pressure and temperature equations of state for the shell, we obtain the solutions of the ensemble. There are four different thin shell solutions, one of them is fully stable, i.e., is stable mechanically and thermodynamically. For the equations of state given, we find a first order phase transition from the matter thermodynamic phase to the Hawking-Page black hole phase. Moreover, there is a maximum temperature above which the shell ceases to exist, presumably at these high temperatures the shell inevitably collapses to a black hole. | 私たちは熱い自己重力物質の薄い殻の標準アンサンブルを構築します アンチ・ド・シッター（AdS）空間では、 等角での固定温度によるユークリッド経路積分アプローチ 境界。 経路を制限することでシステムの動作を軽減します 与えられた境界条件を使用して球対称計量に積分し、 ハミルトニアン制約は満たされます。 定常状態、つまり、 機械的平衡と熱力学的平衡は次から得られます。 アクションの低下を最小限に抑えます。 摂動された還元作用を評価する 静止点は機械的安定状態をもたらし、 熱力学的安定状態。 で計算された削減アクションは、 静止点はゼロループ近似で分配関数を与えます そしてそこからシステムの熱力学的特性が取得されます。 内で 熱力学だけで確立できる唯一の安定条件は 熱力学的安定性。 熱の計算から得られます。 容量。 与えられた特定の圧力と温度の状態方程式に対して、 シェルを使用すると、アンサンブルの解が得られます。 4種類あります 薄いシェルのソリューション、そのうちの 1 つは完全に安定しています。 つまり、機械的に安定しています。 そして熱力学的にも。 与えられた状態方程式に対して、一次を求めます。 物質熱力学相からホーキングページブラックへの相転移 穴フェーズ。 さらに、シェルがそれを超える最高温度があります。 おそらくこのような高温ではシェルは必然的に存在しなくなります。 ブラックホールに崩壊する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We calculate the gravitational wave power spectrum from sound waves in a cosmological first order phase transition in the unexplored regime of large bubbles, by which we mean that the mean bubble spacing $R_*$ is a non-negligible fraction of the Hubble length $\mathcal{H}_*^{-1}$, i.e. $R_*\mathcal{H}_* \lesssim \mathcal{O}(1)$. Since the amplitude of the gravitational wave signal increases with $R_*\mathcal{H}_*$, this is also the loud signal regime. In this regime the effects of gravity, hitherto neglected, become relevant. We carry out the calculation in cosmological perturbation theory expanding in the parameter $R_*\mathcal{H}_*$, or bubble over Hubble radius. The leading order term is the standard result for acoustic production of gravitational waves. At next-to-leading order we find three novel contributions: two contributions arise from general relativistic corrections to the dynamics of both sound and gravitational waves. A third contribution comes from gravitational waves induced by curvature perturbations. These contributions suppress the gravitational wave peak amplitude. The suppression factor, with respect to the leading order contribution, scales as $(R_*\mathcal{H}_*)^2$, and also depends on other transition parameters, such as the sound speed $c_s$, the duration of the acoustic source, and the peak wavenumber of the velocity field $k_p$. In a simplified model of the velocity field, we find that the suppression factor lies between $2\%$ and $15\%$ when $R_*\mathcal{H}_* \simeq 0.5$, but is independent of the root mean squared fluid velocity. We provide analytical approximations to the next-to-leading order corrections, and a recipe to join them smoothly across different frequency regimes. Our work improves the precision of the current estimations of the gravitational wave power spectrum in the relatively unexplored regime of phase transition with large bubbles. | 音波から重力波パワースペクトルを計算します。 大規模な未踏領域における宇宙論的な一次相転移 これは、平均バブル間隔 $R_*$ が ハッブル長の無視できない部分 $\mathcal{H}_*^{-1}$、つまり $R_*\mathcal{H}_* \lesssim \mathcal{O}(1)$。 の振幅以来、 重力波信号は $R_*\mathcal{H}_*$ とともに増加します。 これも 大きな信号体制。 この体制では、これまで無視されてきた重力の影響が、 関連性のあるものになります。 宇宙論的摂動で計算を実行します パラメータ $R_*\mathcal{H}_*$ で展開される理論、またはハッブル上のバブル 半径。 先行項は音響制作の標準的な結果です 重力波のこと。 上位から 2 番目の順序で、3 つの新しいものが見つかります。 寄与: 2 つの寄与は、一般相対論的補正から生じます。 音と重力波の両方の力学。 3回目の貢献が来る 曲率摂動によって引き起こされる重力波から。 これら 寄与は重力波のピーク振幅を抑制します。 抑圧 主要な次数の寄与に関して、係数は次のようにスケールされます。 $(R_*\mathcal{H}_*)^2$、また他の遷移パラメータにも依存します。 音速 $c_s$、音源の持続時間、およびピークとして 速度場 $k_p$ の波数。 速度の単純化モデルでは フィールドで、抑制係数が $2\%$ と $15\%$ の間にあることがわかります。 $R_*\mathcal{H}_* \simeq 0.5$、ただし二乗平均平方根には依存しません 流体の速度。 私たちは、次のトップに立つ分析的近似値を提供します。 注文の修正と、それらをさまざまな間でスムーズに結合するためのレシピ 周波数体制。 私たちの取り組みにより、現在の推定の精度が向上しました 比較的未踏の領域における重力波パワースペクトルの 大きな気泡を伴う相転移。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Active galactic nuclei (AGN) have been proposed as environments that can facilitate the capture of extreme-mass-ratio binaries and accelerate their inspiral beyond the rate expected from gravitational wave emission alone. In this work, we explore binaries shortly after capture, focusing on the evolution of the binary parameters when the system is still far from merger. We find that repeated interactions with the AGN disk typically reduce both the inclination and semi-major axis of the orbit. The evolution of the eccentricity is more intricate, exhibiting phases of growth and decay. Nevertheless, as the binary gradually aligns with the disk plane, the system tends to circularize. Interestingly, we also identify scenarios where initially highly eccentric, nearly counter-rotating orbits can undergo a rapid transition to co-rotation while maintaining a constant eccentricity. These dynamical effects could have significant implications for the modeling and interpretation of LISA sources. | 活動銀河核 (AGN) は、 極端な質量比のバイナリの捕捉を容易にし、その速度を加速します。 重力波の放出だけから予想される速度を超えた影響を及ぼします。 で この作業では、進化に焦点を当てて、キャプチャ直後のバイナリを探索します。 システムがまだマージから程遠い場合のバイナリ パラメータの変更。 私たちはそれを発見しました AGN ディスクとの繰り返しの相互作用により、通常、両方の傾きが減少します。 そして軌道の長半径。 偏心の進化はさらに 複雑で、成長と衰退の段階を示します。 それにもかかわらず、バイナリとして 徐々にディスク面と整列し、システムは円形化する傾向があります。 興味深いことに、当初は非常に奇抜だったシナリオも特定されました。 逆回転に近い軌道は、急速に共回転に移行する可能性がある 一定の偏心率を維持しながら。 これらの動的効果は次のような影響を与える可能性があります。 LISA ソースのモデリングと解釈に重大な影響を及ぼします。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We establish a correspondence between the gravitational phase space at null infinity and the subleading phase space near a finite-distance null hypersurface, such as a black hole horizon. Within this framework, we identify the celestial $Lw_{1+\infty}$ symmetries in the subleading phase space at the horizon by constructing their canonical generators and imposing self-duality conditions. This leads to an infinite tower of conserved charges in the absence of radiation, revealing new gravitational observables relevant to black hole physics. | ヌルでの重力位相空間間の対応を確立します。 無限遠と有限距離ヌルに近いサブリーディング位相空間 ブラックホールの地平線などの超曲面。 この枠組みの中で、私たちは次のことを特定します。 サブリーディング位相空間における天の $Lw_{1+\infty}$ 対称性 正準生成器を構築し、自己二重性を課すことによって地平線を構築する 条件。 これは、不在時の保存電荷の無限の塔につながります。 放射線の研究、ブラックホールに関連する新しい重力観測物を明らかにする 物理。 |