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| Original Text | 日本語訳 |
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| We study gravitational perturbations of the Schwarzschild metric in the context of noncommutative gravity. $r-\varphi$ and $r-t$ noncommutativity are introduced through a Moyal twist of the Hopf algebra of diffeomorphisms. Differential geometric structures such as curvature tensors are also twisted. Noncommutative equations of motion are derived from the recently proposed NC vacuum Einstein equation. Here, in addition to previously calculated axial NC potential, we present the polar solution which generalizes the work done by Zerilli. Quasinormal mode frequencies of the two potentials are calculated using three methods: WKB, P\"oschl-Teller and Rosen-Morse. Notably, we apply the WKB method up to the 13th order and determine the optimal order for each noncommutative parameter value individually. Additionally, we provide comprehensive error estimations for the higher-order WKB calculations, offering insights into the accuracy of our results. By comparing the spectra, we conclude that the classical isospectrality of axial and polar modes is broken upon spacetime quantization. Isospectrality is restored in the eikonal limit. | 私たちは、シュヴァルツシルト計量の重力摂動を研究します。 非可換重力の文脈。 $r-\varphi$ と $r-t$ の非可換性は 微分同相写像のホップ代数のモヤルのひねりによって導入されました。 曲率テンソルなどの微分幾何構造もねじれます。 非可換運動方程式は最近提案された NC から導出されます。 真空アインシュタイン方程式。 ここでは、以前に計算されたアキシャル NC に加えて、 潜在的な可能性があるため、私たちは、によって行われる作業を一般化する極性ソリューションを提示します。 ゼリリ。 2 つのポテンシャルの準正規モード周波数が計算されます。 WKB、P\"oschl-Teller、および Rosen-Morse の 3 つの方法を使用します。 特に、 WKB法を13次まで解析し、それぞれの最適な次数を決定します。 非可換パラメータ値を個別に指定します。 さらに、私たちが提供するのは、 高次 WKB 計算の包括的な誤差推定、 結果の正確性についての洞察。 スペクトルを比較すると、 軸モードと極モードの古典的な等スペクトル性は壊れていると結論付ける 時空量子化時。 等スペクトル性はエイコナール限界で復元されます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the gravitational phase space associated to a stretched horizon within a finite-sized causal diamond in $(d+2)$-dimensional spacetimes. By imposing the Raychaudhuri equation, we obtain its constrained symplectic form using the covariant phase space formalism and derive the relevant quantum commutators by inverting the symplectic form and quantizing. Finally, we compute the area fluctuations of the causal diamond by taking a Carrollian limit of the stretched horizon in pure Minkowski spacetime, and derive the relationship $\langle (\Delta A)^2 \rangle \geq \frac{2\pi G}{d}\langle A \rangle$, showing that the variance of the area fluctuations is proportional to the area itself. | 伸びた地平線に関連する重力位相空間を研究します $(d+2)$ 次元時空の有限サイズの因果ダイヤモンド内。 による Raychaudhuri 方程式を課すと、その制約されたシンプレクティック形式が得られます。 共変位相空間形式主義を使用して、関連する量子を導き出します。 シンプレクティック形式を反転して量子化することにより、整流子を作成します。 最後に、私たちは キャロリアンを計算して因果ダイヤモンドの面積変動を計算します。 純粋なミンコフスキー時空における伸びた地平線の限界を求め、 関係 $\langle (\Delta A)^2 \rangle \geq \frac{2\pi G}{d}\langle A \rangle$、面積変動の分散が次の値に比例することを示しています。 地域自体。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study classical wormhole solutions in 3D gravity with end-of-the-world (EOW) branes, conical defects, kinks, and punctures. These solutions compute statistical averages of an ensemble of boundary conformal field theories (BCFTs) related to universal asymptotics of OPE data extracted from 2D conformal bootstrap. Conical defects connect BCFT bulk operators; branes join BCFT boundary intervals with identical boundary conditions; kinks (1D defects along branes) link BCFT boundary operators; and punctures (0D defects) are endpoints where conical defects terminate on branes. We provide evidence for a correspondence between the gravity theory and the ensemble. In particular, the agreement of $g$-function dependence results from an underlying topological aspect of the on-shell EOW brane action, from which a BCFT analogue of the Schlenker-Witten theorem also follows. | 世界の終わりを伴う 3D 重力における古典的なワームホールの解決策を研究します (EOW) ブレーン、円錐形の欠陥、よじれ、穴。 これらのソリューションは、 境界共形場理論のアンサンブルの統計的平均 2D から抽出された OPE データの普遍漸近性に関連する (BCFT) コンフォーマルブートストラップ。 円錐状の欠陥が BCFT バルク オペレーターを接続します。 ブレーンが参加する 同一の境界条件を持つ BCFT 境界区間。 キンク (1D 欠陥) ブレーンに沿って) BCFT 境界演算子をリンクします。 パンクチャ (0D 欠陥) は、 円錐形の欠陥がブレーンで終わるエンドポイント。 私たちは証拠を提供します 重力理論とアンサンブルの対応。 特に、 $g$-function 依存関係の一致は、根底にあるトポロジカルな結果から生じる シェル上の EOW ブレーン アクションの側面から、BCFT の類似物が作成されます。 シュレンカー・ヴィッテンの定理も続きます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We explore the potential implications of Kaluza-Klein (KK) gravity in unifying the dark sector of the Universe. Through dimensional reduction in KK gravity, the 5D spacetime framework can be reformulated in terms of a 4D spacetime metric, along with additional scalar and vector fields. From the 4D perspective, this suggests the existence of a tower of particle states, including KK gravitons with spin-0 and spin-1 states, in addition to the massless spin-2 gravitons of general relativity (GR). The key idea in the present paper is the analogy with superconductivity theory. By assuming a minimal coupling between an additional complex scalar field and the gauge field, a "mass" term emerges for the spin-1 gravitons. This, in turn, leads to long-range gravitational effects that could modify Newton's law of gravity through Yukawa-type corrections. Assuming an environment-dependent mass for the spin-1 graviton, near the galactic center the repulsive force from this spin-1 graviton is suppressed by an additional attractive component from Newton's constant corrections, resulting in a Newtonian-like, attraction-dominated effect. In the galaxy's outer regions, the repulsive force fades due to its short range, making dark matter appear only as an effective outcome of the dominant attractive corrections. This approach also explains dark matter's emergence as an apparent effects on cosmological scales while our model is equivalent to the scalar-vector-tensor gravity theory. Finally, we examine the impact of dark matter on the primordial gravitational wave (PGW) spectrum and show that it is sensitive to dark matter effects, providing an opportunity to test this theory through future GW observatories. | 私たちは、カルーザ・クライン (KK) 重力の潜在的な影響を調査します。 宇宙の暗黒部門を統一する。 KKの次元削減により 重力を考慮すると、5D 時空の枠組みは 4D の観点から再定式化できます。 時空計量と追加のスカラー場およびベクトル場。 4Dから 観点から見ると、これは粒子状態の塔の存在を示唆しています。 スピン 0 およびスピン 1 状態の KK 重力子を含む 一般相対性理論 (GR) の質量のないスピン 2 重力子。 の重要なアイデアは、 本論文は超電導理論との類似点である。 を仮定すると、 追加の複雑なスカラー場とゲージ間の結合を最小限に抑える 場では、スピン 1 重力子に対して「質量」という用語が現れます。 これはひいては、 ニュートンの重力法則を変更する可能性のある長距離重力効果 湯川式修正による。 環境に依存する質量を仮定すると、 スピン 1 重力子、銀河中心近くではこのスピン 1 からの反発力 重力子は、ニュートンの追加の引力成分によって抑制されます。 絶え間ない修正により、ニュートンのような引力主導型の結果が得られます。 効果。 銀河の外側の領域では、その斥力は、 短距離であり、暗黒物質は効果的な結果としてのみ出現します。 支配的な魅力的な修正。 このアプローチは暗黒物質の説明にもなります。 私たちのモデルが宇宙規模での明らかな影響として現れる スカラー ベクトル テンソル重力理論と同等です。 最後に、 原始重力波 (PGW) スペクトルに対する暗黒物質の影響と 暗黒物質の影響に敏感であることを示し、 将来のGW天文台を通じてこの理論を検証してください。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We revisit and extend the study of null geodesics around a slowly rotating black hole in Chern-Simons modified gravity. We employ the Hamilton-Jacobi formalism to derive the equations for the shadow profile and determine its shape. We compare our results with numerical ray tracing, finding good agreement within the validity of our approximations for slow rotation and small Chern-Simons coupling. We forecast constraints on the model parameters using the uncertainty in EHT data for the observed shadow of SgrA* as a reference. | 私たちは、ゆっくりと回転する天体の周りのヌル測地線の研究を再検討し、拡張します。 チャーン・シモンズのブラックホールは重力を修正しました。 ハミルトン・ヤコビを採用しています 影のプロファイルの方程式を導き出し、その影のプロファイルを決定するための形式主義 形。 結果を数値レイ トレーシングと比較し、良い点を見つけます。 低速回転と小さい回転に対する近似の有効性の範囲内で一致 チャーンとシモンズのカップリング。 次を使用してモデルパラメータの制約を予測します。 参照として観察された SgrA* の影の EHT データの不確実性。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a numerical investigation of primordial black hole (PBH) formation from super-horizon curvature perturbations and the subsequent generation and propagation of sound waves, which can serve as a new source of stochastic gravitational wave backgrounds presented in a companion letter. Using the Misner-Sharp formalism with an excision technique, our simulations extend to significantly later times than previous work and indicate that the near-critical perturbations produce a distinct compression wave featuring both overdense and underdense shells, while significantly supercritical perturbations yield only an underdense shell. We also show that a softer equation of state suppresses the formation of compression waves. Furthermore, the comoving thickness of sound shells remains nearly constant during propagation and scales with the Hubble radius at horizon re-entry, thereby serving as a key link between the gravitational-wave peak frequency and PBH mass in the companion letter. These results offer new insights into the dynamics of PBH formation and suggest potential observational signatures of PBHs in the gravitational wave spectrum from associated sound waves. | 原始ブラックホール (PBH) 形成の数値研究を紹介します。 スーパー水平線曲率摂動とその後の世代から、 音波の伝播。 新たな確率論的ソースとして機能する可能性があります。 重力波の背景については、付随するレターで説明されています。 を使用して、 切除技術を使用したマイズナー・シャープ形式主義、私たちのシミュレーションは以下に拡張されます。 前作より大幅に遅れていることを示しています。 臨界に近い摂動は、両方を特徴とする明確な圧縮波を生成します。 シェルの密度が過剰および過小である一方で、著しく超臨界である 摂動では密度の低いシェルのみが生成されます。 また、より柔らかいことも示します 状態方程式により圧縮波の形成が抑制されます。 さらに、 共動するサウンドシェルの厚さは、作業中ほぼ一定のままです。 伝播と地平線再突入時のハッブル半径でスケールすることにより、 重力波のピーク周波数とPBHの間の重要なリンクとして機能する 付随する手紙のミサ。 これらの結果は、 PBH 形成のダイナミクスを解析し、PBH 形成の潜在的な観察兆候を示唆します。 関連する音波からの重力波スペクトル内の PBH。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the impact of chemical equilibration and the resulting bulk viscosity on non-radial oscillation modes of warm neutron stars at temperatures up to T~5 MeV, relevant for protoneutron stars and neutron-star post-merger remnants. In this regime, the relaxation rate of weak interactions becomes comparable to the characteristic frequencies of composition g-modes in the core, resulting in resonant damping. To capture this effect, we introduce the dynamic sound speed, a complex, frequency-dependent generalization of the adiabatic sound speed that encodes both the restoring force and the dissipative effects of bulk compression. Using realistic weak reaction rates and three representative equations of state, we compute the complex frequencies of composition g-modes with finite-temperature profiles. We find that bulk viscous damping becomes increasingly significant with temperature and can completely suppress composition g-modes. In contrast, the f-mode remains largely unaffected by bulk viscosity due to its nearly divergence-free character. Our results highlight the sensitivity of g-mode behavior to thermal structure, weak reaction rates, and the equation of state, and establish the dynamic sound speed as a valuable descriptor characterizing oscillation properties in dissipative neutron star matter. | 化学平衡の影響とその結果生じるバルクを調査します。 ある温度における暖かい中性子星の非放射振動モードの粘性 最大 T~5 MeV、陽中性子星および合体後の中性子星に関連 残骸。 この領域では、弱い相互作用の緩和率は次のようになります。 の合成 g モードの固有周波数に相当します。 共振減衰が生じます。 この効果を捉えるために、 動的音速、複雑で周波数に依存した一般化。 復元力と散逸力の両方をエンコードする断熱音速 バルク圧縮の効果。 現実的な弱い反応率と 3 つの方法を使用する 代表的な状態方程式の複素周波数を計算します。 有限温度プロファイルによる組成 g モード。 バルクは粘性があることがわかります 減衰は温度とともにますます顕著になり、完全に減衰する可能性があります。 合成の g モードを抑制します。 対照的に、f モードはほとんどそのままです。 発散がほとんどない特性により、バルク粘度の影響を受けません。 私たちの 結果は、熱構造に対する g モード挙動の感度、弱いことを強調しています。 反応速度と状態方程式を計算し、動的サウンドを確立します。 振動特性を特徴付ける貴重な記述子としての速度 散逸性中性子星物質。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Primordial Black Holes (PBHs) may have formed in the early Universe due to the collapse of super-horizon curvature fluctuations. Simulations of PBH formation have been essential for inferring the initial conditions that lead to black hole formation and for studying their properties and impact on our Universe. The Misner-Sharp formalism is commonly used as a standard approach for these simulations. Recently, type-II fluctuations, characterized by a non-monotonic areal radius, have gained interest. In the standard Misner-Sharp approach for simulating PBH formation with these fluctuations, the evolution equations exhibit divergent terms ($0/0$), which complicate and prevent the simulations. We formulate a new approach to overcome this issue in a simple manner by using the trace of the extrinsic curvature as an auxiliary variable, allowing simulations of type-II fluctuations within the Misner-Sharp formalism. Using a set of standard exponential-shaped curvature profiles, we apply our new approach and numerical code based on pseudospectral methods to study the time evolution of the gravitational collapse, threshold values of type A/B PBHs and PBH mass. Interestingly, we identify cases of type-II fluctuations that do not necessarily result in PBH formation. | 原始ブラックホール (PBH) は、宇宙初期に形成された可能性があります。 スーパー水平線の曲率変動の崩壊。 PBHのシミュレーション 形成は、それを引き起こす初期条件を推測するために不可欠でした。 ブラックホールの形成とその特性と私たちへの影響を研究するため 宇宙。 マイズナー・シャープ形式主義は、標準的なアプローチとして一般に使用されます。 これらのシミュレーションのために。 最近、タイプ II 変動が特徴的です。 非単調な面積半径に関心が集まっています。 標準的なマイズナーシャープでは これらの変動を伴う PBH 形成をシミュレートするためのアプローチ、進化 方程式は発散項 ($0/0$) を示し、これが複雑化して問題を妨げます。 シミュレーション。 私たちはこの問題を簡単に解決するための新しいアプローチを策定します。 外部曲率のトレースを補助変数として使用する方法、 マイズナー・シャープ形式におけるタイプ II 変動のシミュレーションを可能にします。 一連の標準的な指数関数形状の曲率プロファイルを使用して、新しい曲線を適用します。 時間を研究するための擬似スペクトル法に基づくアプローチと数値コード 重力崩壊の進化、タイプ A/B PBH の閾値、 PBH質量。 興味深いことに、タイプ II 変動のケースが特定されています。 必然的に PBH が形成されます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper, we ponder observational constraints on the modified $f(R,T)$ gravity, where the gravitational action is a function of Ricci scalar $R$ plus the trace of the energy-momentum tensor $T$, regarding the functional form $f(R,T)=R+2f(T)$ with $f(T)=8\pi G\lambda T$. For this purpose, we utilize recently available data, including cosmic microwave background, weak lensing, supernovae, baryon acoustic oscillations, and redshift-space distortions measurements, together with forcasted gravitational wave (GW) data from Laser Interferometer Space Antenna (LISA). Notably, we examine the potentiality of simulated GW data from LISA standard sirens (SS) sources to enhance cosmological constraints on the $f(R,T)$ model parameters. In this regard, we create three LISA mock catalogs, namely Pop III, Delay, and No Delay, to improve the obtained constraints on cosmological parameters of $f(R,T)$ gravity from current observations. Numerical analysis reveals that mock GW data from LISA SS sources make marginal improvements on constraining the $f(R,T)$ model cosmological parameters. | この論文では、観測上の制約について考察します。 修正された $f(R,T)$ 重力上で、重力作用は次のようになります。 リッチ スカラー $R$ の関数にエネルギー運動量のトレースを加えたもの テンソル $T$、関数形式に関する $f(R,T)=R+2f(T)$、$f(T)=8\pi G\lambda T$ です。 この目的のために、私たちは最近入手可能なデータを利用します。 宇宙マイクロ波背景放射、弱いレンズ効果、超新星、 バリオン音響振動、および赤方偏移空間歪み 予測重力波と合わせた測定 レーザー干渉計宇宙アンテナ (LISA) からの (GW) データ。 特に、シミュレーションされた GW データの可能性を調べます。 LISA 標準サイレン (SS) ソースから強化する $f(R,T)$ モデルパラメータに対する宇宙論的制約。 この点に関して、私たちは 3 つの LISA 模擬カタログを作成します。 つまり、Pop III、Delay、No Delay を使用して、 $f(R,T)$ の宇宙論的パラメータに対する制約を取得しました 現在の観測から得られた重力。 数値解析 LISA SS ソースからの模擬 GW データであることが明らかになりました $f(R,T)$ の制約に関してわずかな改善を加えます 宇宙論的パラメータをモデル化します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Modified cosmology based on Barrow entropy arises from the gravity-thermodynamics conjecture, in which the standard Bekenstein-Hawking entropy is replaced by the Barrow entropy of quantum-gravitational origin, characterized by the Barrow parameter $\Delta$. Interestingly, this framework exhibits similarities with cosmology based on Tsallis $\delta$-entropy, which, although rooted in a non-extensive generalization of Boltzmann-Gibbs statistics, features the same power-law deformation of the holographic scaling present in the Barrow case. We use observational data from Supernova Type Ia (SNIa), Cosmic Chronometers (CC), and Baryonic acoustic oscillations (BAO), including the recently released DESI DR2 data, in order to extract constraints on such scenarios. As we show, the best-fit value for the Barrow exponent $\Delta$ is found to be negative, while the zero value, which corresponds to $\Lambda$CDM paradigm, is allowed only in the range of $2\sigma $ for three out of four datasets. Additionally, for the case of the SN$_{0}$+OHD+BAO dataset, for the current Hubble function we obtain a value of $H_0= 72.2_{-0.9}^{+0.9}$, which offers an alleviation for the $H_0$ tension. Finally, by applying information criteria such as the Akaike Information Criterion and the Bayes evidence, we compare the fitting efficiency of the scenario at hand with $\Lambda$CDM cosmology, showing that the latter is slightly favoured. | バローエントロピーに基づく修正された宇宙論は、 重力熱力学予想。 標準的なベケンシュタイン-ホーキング理論 エントロピーは量子重力起源のバローエントロピーに置き換えられます。 Barrow パラメータ $\Delta$ によって特徴付けられます。 興味深いことに、このフレームワークは、 Tsallis $\delta$-エントロピーに基づく宇宙論との類似性を示します。 ボルツマン・ギブスの非広範な一般化に根ざしているものの、 統計、ホログラフィック スケーリングの同じべき乗則変形を特徴とします。 バロー事件に存在する。 超新星Ia型の観測データを利用します (SNIa)、宇宙クロノメーター (CC)、およびバリオン音響振動 (BAO)、 制約を抽出するために、最近リリースされた DESI DR2 データを含む そのようなシナリオで。 示すように、バロー指数の最適値は $\Delta$ は負の値であることがわかりますが、値はゼロです。 これは、 $\Lambda$CDM パラダイムは、スリーアウトの $2\sigma $ の範囲でのみ許可されます 4 つのデータセットのうち。 さらに、SN$_{0}$+OHD+BAO データセットの場合、 現在のハッブル関数の場合、$H_0= 72.2_{-0.9}^{+0.9}$ の値が得られます。 $H_0$ の緊張を緩和します。 最後に申請することで、 赤池情報量基準やベイズなどの情報量基準 証拠として、手元のシナリオのフィッティング効率を比較します。 $\Lambda$CDM 宇宙論では、後者がわずかに有利であることが示されています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A new class of analytically expressible vacuum solutions has recently been discovered for pure ${R}^2$ gravity, building upon Buchdahl's seminal work from 1962. These solutions, inspired by Buchdahl's framework, offer a promising avenue for testing ${R}^2$ gravity against astrophysical observations. Within a subset of asymptotically flat Buchdahl-inspired vacuum spacetimes, we introduce a free parameter $\epsilon$ to characterize deviations from the Schwarzschild metric, which is recovered in the limit $\epsilon = 0$. In this study, we employ the publicly available code \textit{ipole} to simulate black hole images under the Buchdahl-inspired metric, with a focus on the black hole at the center of the Milky Way, Sagittarius A* (Sgr A*). Our simulations show that both the shadow size and photon ring diameter decrease monotonically with increasing $\epsilon$. By exploring a range of observational inclination angles, we find that the photon ring diameter being a direct observable is only weakly sensitive to the inclination angle. We further constrain the parameter $\epsilon$ by comparing our simulation results with the Event Horizon Telescope (EHT) observations of Sgr A*. The obtained bounds are consistent with those previously derived from the orbital motion of the S2 star, but provide tighter constraints. In addition, we analyze the influence of the Buchdahl-inspired spacetime on the polarization patterns near the black hole and find its impact to be minimal. In contrast, the observational inclination angle has a substantial effect on the observed polarization structure, highlighting the dominant role of viewing geometry in shaping polarization features. | 最近、分析的に表現可能な新しいクラスの真空ソリューションが開発されました。 ブッフダールの独創的な研究に基づいて、純粋な ${R}^2$ 重力を発見しました。 1962. ブッフダールのフレームワークに触発されたこれらのソリューションは、有望なソリューションを提供します。 天体物理学的観測に対して ${R}^2$ 重力をテストする手段。 以内に 漸近的に平坦なブッフダールにインスピレーションを得た真空時空のサブセットを紹介します。 シュヴァルツシルトからの逸脱を特徴付ける自由パラメーター $\epsilon$ $\epsilon = 0$ の制限で回復されるメトリック。 この研究では、 公開されているコード \textit{ipole} を使用してブラック ホール画像をシミュレートします ブッフダールにインスピレーションを得た計量基準に基づいて、ブラックホールに焦点を当てています。 天の川の中心、射手座 A* (Sgr A*)。 私たちのシミュレーションによると、 影のサイズとフォトンリングの直径は両方とも、次のように単調に減少します。 $\epsilon$ が増加します。 さまざまな観察傾向を探ることで 角度を変えてみると、直接観測できるフォトンリングの直径は 傾斜角の影響は弱くなります。 さらにパラメータを制約します $\epsilon$ によるシミュレーション結果と Event Horizon Telescope の比較 (EHT) Sgr A* の観測。 得られた境界はそれらと一致します。 以前は S2 星の軌道運動から導出されていましたが、より厳密な結果が得られました。 制約。 さらに、ブッフダールに触発されたものの影響を分析します。 ブラックホール近くの偏光パターンの時空を調べ、その影響を見つける 最小限であること。 対照的に、観測傾斜角は 観察された偏光構造に大きな影響を及ぼし、 偏光特徴の形成におけるジオメトリの表示の主要な役割。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The dynamics of a black hole traveling through a plasma--a general relativistic extension of the classic Bondi-Hoyle-Lyttleton (BHL) accretion problem--can be related to a variety of astrophysical contexts, including the aftermath of binary black hole mergers in gaseous environments. We perform three-dimensional general relativistic magnetohydrodynamics simulations of BHL accretion onto a spinning black hole when magnetic field of the incoming wind is inclined to the spin axis of the black hole. Irrespective of inclination but dependent on the wind speed, we find that the accretion flow onto the black hole can become magnetically arrested, launching an intermittent jet whose formation is assisted by a turbulent dynamo-like process in the inner disk. The upstream ram pressure of the wind bends the jet, and confines the angular extent into which the magnetic flux tubes ejected from quasiperiodic eruptions are released. Recoil from magnetic flux eruptions drives strong oscillations in the inner accretion disk, resulting in jet nutation at the outer radii and occasionally ripping off the inner part of the accretion disk. When the incoming magnetic field is perpendicular to the spin axis of the black hole, we find that the magnetic polarity of the jets can undergo a stochastic reversal. In addition to dynamical friction, the black hole experiences a perpendicular drag force analogous to the Magnus effect. Qualitative effects of the incoming magnetic field orientation, the strength of the magnetization, and the incoming wind speed are investigated as well. | プラズマ中を移動するブラックホールのダイナミクス - 一般的な 古典的なボンダイ・ホイル・リトルトン (BHL) 降着の相対論的拡張 この問題は、さまざまな天体物理学的状況に関連している可能性があります。 ガス環境における連星ブラックホール合体の余波。 出演します BHL の 3 次元一般相対論的磁気流体力学シミュレーション 風の磁場が入ってくると、回転するブラックホールに降着する はブラックホールの回転軸に対して傾いています。 傾きとは関係なく、 風速に応じて、降着物が黒い部分に流れ込むことがわかります。 穴が磁気的に停止し、断続的なジェットが発射される可能性があります。 この形成は、円盤内部の乱流ダイナモのようなプロセスによって促進されます。 の 風の上流側のラム圧力がジェットを曲げ、角度を制限します。 準周期的噴火によって磁束管が噴出する範囲 解放されます。 磁束の噴出による反動が強い振動を引き起こす 内側の降着円盤が外側の半径でジェット章動を引き起こし、 時々降着円盤の内部を引きちぎります。 とき 入ってくる磁場はブラックホールのスピン軸に垂直であるため、 彼らは、ジェットの磁気極性が確率的に反転する可能性があることを発見しました。 動的摩擦に加えて、ブラックホールは垂直方向の摩擦を受けます。 マグナス効果に似た抗力。 流入の定性的効果 磁場の向き、磁化の強さ、入ってくる磁界 風速も調べられています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We numerically simulate the formation of Primordial Black Holes (PBHs) in a radiation-dominated Universe under the assumption of spherical symmetry, driven by the collapse of adiabatic fluctuations, for different curvature profiles $\zeta$. Our results show that the threshold for PBH formation, defined as the peak value of the critical compaction function $\mathcal{C}_{c}(r_m)$ (where $r_m$ is the scale at which the peak occurs), does not asymptotically saturate to its maximum possible value in the type-I region for sufficiently sharp profiles. Instead, the threshold is found in the type-II region with $\mathcal{C}_{c}(r_m)$ being a minimum. We find, for the cases tested, that this is a general trend associated with profiles that exhibit extremely large curvatures in the linear component of the compaction function $\mathcal{C}_{l}(r) \equiv -4r \zeta'(r)/3$ shape around its peak $r_m$ (spiky shapes). To measure this curvature at $r_m$, we define a dimensionless parameter: $\kappa \equiv -r^{2}_m \mathcal{C}_l''(r_m)$, and we find that the thresholds observed in the type-II region occur for $\kappa \gtrsim 30$ for the profiles we have used. By defining the threshold in terms of $\mathcal{C}_{l,c}(r_m)$, we extend previous analytical estimations to the type-II region, which is shown to be accurate within a few percent when compared to the numerical simulations for the tested profiles. Our results suggest that current PBH abundance calculations for models where the threshold lies in the type-II region may have been overestimated due to the general assumption that it should saturate at the boundary between the type-I and type-II regions. | 私たちは、宇宙における原始ブラックホール (PBH) の形成を数値的にシミュレートします。 球面対称の仮定の下で放射線が支配する宇宙、駆動される 断熱変動の崩壊による、さまざまな曲率プロファイルの場合 $\ゼータ$。 私たちの結果は、PBH 形成の閾値は次のように定義されることを示しています。 クリティカル圧縮関数のピーク値 $\mathcal{C}_{c}(r_m)$ (ここで $r_m$ はピークが発生するスケールです)、漸近的に飽和しません 十分に鮮明になるために、タイプ I 領域で可能な最大値まで プロフィール。 代わりに、閾値はタイプ II 領域で見つかります。 $\mathcal{C}_{c}(r_m)$ が最小値です。 テストしたケースでは、次のことがわかりました。 これは、非常に大きなプロファイルに関連する一般的な傾向です。 圧縮関数の線形成分の曲率 $\mathcal{C}_{l}(r) \equiv -4r \zeta'(r)/3$ のピーク $r_m$ の形状 (尖った形状) 形状）。 $r_m$ でこの曲率を測定するには、無次元の曲率を定義します。 パラメータ: $\kappa \equiv -r^{2}_m \mathcal{C}_l''(r_m)$ とすると、 タイプ II 領域で観察されたしきい値は、$\kappa \gtrsim 30$ で発生します。 私たちが使用したプロファイル。 しきい値を次のように定義することで、 $\mathcal{C}_{l,c}(r_m)$ では、以前の分析推定を次のように拡張します。 タイプ II 領域は、次の場合に数パーセント以内の精度であることが示されています。 テストされたプロファイルの数値シミュレーションと比較します。 私たちの結果 モデルの現在の PBH 存在量計算では、しきい値が タイプ II 領域にあるのは、一般的な理由により過大評価されている可能性があります。 タイプ I とタイプ I の境界で飽和するはずだと仮定します。 タイプ II 領域。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The study of the gravitational wave signatures of neutron star oscillations may provide important information of their interior structure and Equation of State (EoS) at high densities. We present a novel technique based on physically informed neural networks (PINNs) to solve the eigenvalue problem associated with normal oscillation modes of neutron stars. The procedure is tested in a simplified scenario, with an analytical solution, that can be used to test the performance and the accuracy of the method. We show that it is possible to get accurate results of both the eigenfrequencies and the eigenfunctions with this scheme. The flexibility of the method and its capability of adapting to complex scenarios may serve in the future as a path to include more physics into these systems. | 中性子星振動の重力波痕跡の研究 内部構造と方程式に関する重要な情報を提供する可能性があります。 高密度の状態 (EoS)。 物理学に基づいた新しい技術を紹介します。 関連する固有値問題を解決するためのインフォームド ニューラル ネットワーク (PINN) 中性子星の通常の振動モードを使用します。 この手順は次の方法でテストされます。 分析ソリューションを使用した簡略化されたシナリオ。 パフォーマンスとメソッドの正確さ。 を得ることが可能であることを示します これにより、固有周波数と固有関数の両方の正確な結果が得られます。 スキーム。 手法の柔軟性と複雑な状況に適応する能力 シナリオは、将来的には、これらにさらに多くの物理学を組み込むための道として機能する可能性があります。 システム。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The detection of a stochastic signal by recent pulsar timing array (PTA) collaborations, including NANOGrav, PPTA, EPTA+InPTA, CPTA and MPTA, has opened a new window to explore gravitational waves (GWs) at nanohertz frequencies. Motivated by the possibility that such a signal could arise from primordial gravitational waves (PGWs), we investigate the implications of tensor non-Gaussianity for the PGW power spectrum. Utilizing PTA data sets, we provide constraints on local-type tensor non-Gaussianity parameter ${F}_{\mathrm{NL}}$. We find $|{F}_{\mathrm{NL}}|\lesssim 7.97$ for a log-normal PGW power spectrum. Our analysis reveals that even moderate tensor non-Gaussianity can lead to significant deviations from standard predictions, thereby offering a novel means to test inflationary scenarios and probe the underlying dynamics of the early Universe. Future multi-band GW observatories, such as LISA, Taiji, and TianQin, will be instrumental in complementing these efforts and further refining our understanding of tensor non-Gaussianity. | 最近のパルサータイミングアレイ（PTA）による確率的信号の検出 NANOGrav、PPTA、EPTA+InPTA、CPTA、MPTA を含むコラボレーションが開始されました ナノヘルツ周波数の重力波 (GW) を探索するための新しいウィンドウです。 そのような信号が原始的なものから生じる可能性が動機となっている 重力波 (PGW) のテンソルの影響を調査します。 PGW パワー スペクトルの非ガウス性。 PTAデータセットを活用して、 ローカル型テンソルの非ガウス性パラメーター ${F}_{\mathrm{NL}}$ に対する制約。 対数正規 PGW パワー スペクトルでは $|{F}_{\mathrm{NL}}|\lesssim 7.97$ が得られます。 私たちの分析により、中程度のテンソル非ガウス性であっても、 標準予測からの大幅な逸脱により、新しい予測が提供されます。 インフレシナリオをテストし、インフレの根底にある力学を調査することを意味します。 初期の宇宙。 将来のマルチバンドGW天文台（LISA、Taiji、 TianQin は、これらの取り組みを補完し、さらなる取り組みに貢献していきます。 テンソルの非ガウス性についての理解をさらに深めます。 |
| 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 AION project has built a tabletop prototype of a single-photon long-baseline atom interferometer using the 87Sr clock transition - a type of quantum sensor designed to search for dark matter and gravitational waves. Our prototype detector operates at the Standard Quantum Limit (SQL), producing a signal with no unexpected noise beyond atom shot noise. Importantly, the detector remains at the SQL even when additional laser phase noise is introduced, emulating conditions in a long-baseline detector such as AION or AEDGE where significant laser phase deviations will accumulate during long atom interrogation times. Our results mark a key milestone in extending atom interferometers to long baselines. Such interferometers can complement laser-interferometer gravitational wave detectors by accessing the mid-frequency gravitational wave band around 1 Hz, and can search for physics beyond the Standard Model. | AION プロジェクトは単一光子の卓上プロトタイプを構築しました 87Sr クロック遷移を使用した長基線原子干渉計 - の一種 暗黒物質と重力波を探索するために設計された量子センサー。 私たちの プロトタイプ検出器は標準量子限界 (SQL) で動作し、 アトムショットノイズを超える予期せぬノイズのない信号。 重要なのは、 レーザー位相ノイズが追加された場合でも、検出器は SQL に留まります。 導入され、AION や 長い原子の間に大きなレーザー位相偏差が蓄積される AEDGE 尋問の時間。 私たちの結果は、アトムの拡張における重要なマイルストーンをマークします 長いベースラインまでの干渉計。 このような干渉計は補完することができます レーザー干渉計重力波検出器にアクセスして、 1Hz付近の中周波重力波帯で物理検索が可能 スタンダードモデルを超えた。 |
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| Primordial black holes (PBHs) can catalyze first-order phase transitions (FOPTs) in their vicinity, potentially modifying the gravitational wave (GW) signals from PTs. In this study, we present the first comprehensive analysis of this catalytic effect during supercooled PTs within the high PBH number density regime. Applying the analytical model with envelope approximation, we derive the general expressions of GW spectrum in the presence of PBHs. We find that at relatively small PBH number densities, the GW signals are amplified due to the large-size bubbles. While higher PBH number densities suppress GW signals, since the accelerated PT progresses too rapidly. We further extend our findings to the bulk flow model and to scalar-induced GWs (SIGWs) generated during PTs. By conducting data fitting with the NANOGrav 15-year dataset, we find that the PBH catalytic effect significantly alters the estimation of PT parameters. Notably, our analysis of the bubble collision GWs reveals that, the asteroid-mass PBHs ($10^{-16} - 10^{-12} M_\odot$) as the whole dark matter is incompatible with the PT interpretation of pulsar timing array signals. However, incorporating SIGWs can reduce this incompatibility for PBHs in the mass range $10^{-14} - 10^{-12} M_\odot$. | 原始ブラックホール（PBH）は一次相転移を触媒できる (FOPT) が近くにあり、重力波 (GW) を変化させる可能性がある PTからの信号。 この研究では、以下の最初の包括的な分析を紹介します。 高いPBH数密度内での過冷却PT中のこの触媒効果 政権。 包絡線近似を使用して解析モデルを適用すると、次のようになります。 PBH の存在下での GW スペクトルの一般的な式。 それは次のとおりです。 PBH 数密度が比較的小さい場合、GW 信号は次の理由により増幅されます。 大きめサイズの泡。 PBH 数密度が高くなると GW 信号が抑制されますが、 加速PTの進行が速すぎるため。 調査結果をさらに拡張します バルクフローモデルと PT 中に生成されるスカラー誘起 GW (SIGW) に影響します。 NANOGrav 15 年データセットを使用してデータ フィッティングを実行すると、 PBH の触媒効果により、PT パラメータの推定値が大きく変化します。 特に、バブル衝突 GW の分析により、次のことが明らかになりました。 小惑星質量 PBH ($10^{-16} - 10^{-12} M_\odot$) は暗黒物質全体として パルサー タイミング アレイ信号の PT 解釈とは互換性がありません。 ただし、SIGW を組み込むことで、PBH のこの非互換性を軽減できます。 質量範囲 $10^{-14} - 10^{-12} M_\odot$。 |
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| We consider the observational properties of a spherically symmetric, static regular black hole within the framework of asymptotic safety (AS) as proposed by Bonanno et al. The metric resembles the Schwarzschild solution in the classical limit. The departure from Schwarzschild at small scales is controlled by a single free parameter related to the ultraviolet (UV) cutoff of the theory. We investigated null and time-like geodesics around the AS metric, including circular orbits, photon rings and lensing effects. In particular we focused on the optical properties of thin accretion disks in the equatorial plane of the object and compared them with those of accretion disks in the Schwarzschild metric. We found that the radiation flux, luminosity, and efficiency of the accretion disk increase with the value of the free parameter. Using a spacetime generic open-source relativistic ray-tracing code, we simulate the K$\alpha$ iron line profiles emitted by the disk and analyze their deviation from that of the Schwarzschild geometry. | 球面対称で静的なものの観測特性を考慮します。 提案されている漸近安全性 (AS) の枠組み内の通常のブラック ホール ボナンノらによる。 このメトリクスは、次のシュワルツシルトのソリューションに似ています。 古典的な限界。 小規模でのシュヴァルツシルトからの離脱は制御される 紫外線 (UV) カットオフに関連する単一の自由パラメーターによって 理論。 AS 計量を中心としたヌル測地線と時間に似た測地線を調査しました。 円軌道、フォトンリング、レンズ効果など。 特に私たちは 赤道の薄い降着円盤の光学的性質に焦点を当てた研究 天体の平面を観察し、それらを降着円盤の平面と比較しました。 シュヴァルツシルト指標。 放射線束、光度、 降着円盤の効率は自由パラメータの値とともに増加します。 時空の汎用オープンソース相対論的レイトレーシング コードを使用して、 円盤から放出される K$\alpha$ 鉄線のプロファイルをシミュレートし、そのプロファイルを分析します。 シュヴァルツシルト幾何学形状からの逸脱。 |
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| We explore the construction of diverse regular spacetimes (black holes and defects) in General Relativity (GR) using a generic parametrised density profile (the Dekel-Zhao profile), which includes, for specific parameter choices, various well-known examples usually studied in the context of dark matter halos. Our solutions, in the Schwarzschild gauge, include new regular black holes as well as non-singular solutions representing spacetime defects. For a sub-class of metrics, a TOV equation approach with a chosen equation of state works. The status of the energy conditions and the issue of geodesic completeness are explored in detail. We also provide possible Lagrangian density constructions for the matter energy-momentum tensors. Further, we study the shadow radius of the new regular black holes, and compare our findings with available observational results from the EHT collaboration. Finally, for the defect solution, we present a model for a stable star (a gravastar) by explicit use of the junction conditions and obtain relevant consequences highlighting its characteristic features. | 私たちは、多様な規則時空 (ブラック ホールやブラック ホールなど) の構築を探索します。 一般的なパラメータ化された密度を使用した一般相対性理論 (GR) の欠陥) プロファイル (Dekel-Zhao プロファイル)。 これには、特定のパラメータが含まれます。 選択肢、通常は暗闇の文脈で研究されるさまざまなよく知られた例 物質のハロー。 シュヴァルツシルトゲージにおける当社のソリューションには、新しい標準的なものが含まれています。 ブラック ホールと時空欠陥を表す非特異解。 メトリクスのサブクラスの場合は、選択された方程式を使用した TOV 方程式アプローチが使用されます。 状態が機能します。 エネルギー事情と測地線の問題 完全性が詳細に検討されています。 可能なラグランジアンも提供します 物質エネルギー運動量テンソルの密度構築。 さらに勉強します 新しい通常のブラック ホールの影の半径を計算し、結果を次のものと比較します。 EHT共同研究から得られる観測結果。 最後に、 欠陥を解決するには、明示的な方法で安定した星 (グラヴァスター) のモデルを提示します。 接合条件を使用して関連する結果をハイライト表示する その特徴的な機能。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The role of horizon area quantization on black hole thermodynamics is investigated in this article. The coefficient appearing in the quantization of area is fixed by an appeal to the saturated form of the Landauer's principle. Then by considering transition between discrete states of the event horizon area which in turn is equivalent to transitions between discrete mass states of the black hole, the change in the mass can be obtained. The change in mass is then equated to the product of the Hawking temperature and change in entropy of the black hole between two consecutive discrete states applying the first law of black hole thermodynamics. This gives the corrected Hawking temperature. In particular, we apply this technique to the Schwarzschild black hole, the quantum corrected Schwarzschild black hole, the Reissner-Nordstr\"{o}m black hole which is a charged black hole, and the rotating Kerr black hole geometry, and obtain the corrected Hawking temperature in each of these cases. We then take a step forward by inserting this corrected Hawking temperature in the first law of black hole thermodynamics once again to calculate the entropy of the black hole in terms of the horizon area of the black hole. This leads to logarithmic and inverse corrections to the entropy of the black hole. | ブラックホールの熱力学における地平線領域量子化の役割は次のとおりです。 この記事で調査しました。 の量子化に現れる係数 面積は、ランダウアー原理の飽和形式へのアピールによって固定されます。 次に、事象の地平線の離散状態間の遷移を考慮することにより、 この領域は、次に、次の離散質量状態間の遷移に相当します。 ブラックホールの質量変化を求めることができます。 質量の変化は、 次に、ホーキング温度とエントロピー変化の積に等しくなります。 第一法則を適用した 2 つの連続する離散状態間のブラック ホール ブラックホールの熱力学の研究。 これにより、修正されたホーキング温度が得られます。 で 特に、この手法をシュヴァルツシルト ブラック ホールに適用します。 量子補正されたシュヴァルツシルト ブラック ホール、ライスナー ノルドシュトル ブラック ホール 帯電したブラック ホールであるホールと、回転するカー ブラック ホールの幾何学形状、 これらのそれぞれの場合で補正されたホーキング温度を取得します。 そのとき私たちは この修正されたホーキング温度を ブラックホール熱力学の第一法則をもう一度使って、エントロピーを計算します。 ブラック ホールの地平線領域の観点から見たブラック ホール。 これは次のことにつながります ブラック ホールのエントロピーに対する対数補正と逆補正。 |
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| A recent covariant formulation, that includes non-perturbative effects from loop quantum gravity (LQG) as self-consistent effective models, has revealed the possibility of non-singular black hole solutions. The new framework makes it possible to couple scalar matter to such LQG black holes and derive Hawking radiation in the presence of quantum space-time effects while respecting general covariance. Standard methods to derive particle production both within the geometric optics approximation and the Parikh-Wilczek tunneling approach are therefore available and confirm the thermal nature of Hawking radiation. The covariant description of scale-dependent decreasing holonomy corrections maintains Hawking temperature as well as universality of the low-energy transmission coefficients, stating that the absorption rates are proportional to the horizon area at leading order. Quantum-geometry effects enter the thermal distribution only through sub-leading corrections in the greybody factors. Nevertheless, they do impact energy emission of the black hole and its final state in a crucial way regarding one of the main questions of black-hole evaporation: whether a black-to-white-hole transition, or a stable remnant, is preferred. For the first time, a first-principles derivation, based on a discussion of backreaction, finds evidence that points to the former outcome. | 最近の共変定式化には、以下の非摂動効果が含まれます。 ループ量子重力 (LQG) が自己矛盾のない効果的なモデルであることが明らかになりました 非特異ブラックホール解の可能性。 新しいフレームワークにより、 このような LQG ブラック ホールにスカラー物質を結合させ、ホーキングを導き出すことが可能です。 量子時空効果の存在下での放射線を尊重しながら 一般的な共分散。 粒子生成を導き出すための標準的な方法 幾何光学近似とParikh-Wilczekトンネリングアプローチ したがって、ホーキング輻射の熱的性質を確認することができます。 スケール依存減少ホロノミー補正の共変記述 ホーキング温度と低エネルギーの普遍性を維持します 吸収率が比例することを示す透過係数 先頭で地平線エリアへ。 量子幾何学効果が入り込む グレーボディのサブリーディング補正のみを介した熱分布 要因。 それにもかかわらず、それらはブラックホールとそのエネルギー放出に影響を与えます。 ブラックホールの主要な疑問の1つに関して重要な意味での最終状態 蒸発: ブラックホールからホワイトホールへの遷移か、それとも安定した残留物か 好ましい。 初めて、第一原理の導出が行われました。 逆反応について議論すると、前者の結果を示す証拠が見つかります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A quantum master equation describing the stochastic dynamics of a quantum massive system interacting with a quantum gravitational field is useful for the investigation of quantum gravitational and quantum informational issues such as the quantum nature of gravity, gravity-induced entanglement and gravitational decoherence. Studies of the decoherence of quantum systems by an electromagnetic field shows that a lower temperature environment is more conducive to successful quantum information processing experiments. Likewise, the quantum nature of (perturbative) gravity is far better revealed at lower temperatures than high, minimizing the corruptive effects of thermal noise. In this work, generalizing earlier results of the Markovian ABH master equation [1,2] which is valid only for high temperatures, we derive a non-Markovian quantum master equation for the reduced density matrix, and the associated Fokker-Planck equation for the Wigner distribution function, for the stochastic dynamics of two masses following quantum trajectories, interacting with a graviton field, including the effects of graviton noise, valid for all temperatures. We follow the influence functional approach exemplified in the derivation of the non-Markovian Hu-Paz-Zhang master equation [62,64] for quantum Brownian motion. We find that in the low temperature limit, the off-diagonal elements of the reduced density matrix decrease in time logarithmically for the zero temperature part and quadratically in time for the temperature-dependent part, which is distinctly different from the Markovian case. We end with a summary of our findings and a discussion on how this problem studied here is related to the quantum stochastic equation derived in [77] for gravitational self force studies, and to quantum optomechanics where experimental observation of gravitational decoherence and entanglement may be implemented. | 量子の確率力学を記述する量子マスター方程式 量子重力場と相互作用する大規模システムは、 量子重力および量子情報の問題の研究 重力の量子的性質、重力によるもつれと重力 デコヒーレンス。 量子システムのデコヒーレンスの研究 電磁場は、温度が低い環境ほど影響が大きいことを示しています。 量子情報処理実験の成功に貢献します。 同じく、 （摂動的な）重力の量子的性質は、より低い温度でよりよく明らかになります。 高温よりも低温に保ち、熱ノイズによる悪影響を最小限に抑えます。 で この研究では、マルコフ ABH マスター方程式の初期の結果を一般化しています。 [1,2] は高温の場合にのみ有効であり、非マルコフ式を導出します。 縮小密度行列の量子マスター方程式、および関連する 確率分布関数のウィグナー分布関数のフォッカー・プランク方程式 量子軌道をたどる 2 つの質量のダイナミクス、 重力子フィールド（重力子ノイズの影響を含む）は、すべての場合に有効です。 気温。 私たちは、以下で例示されている影響関数アプローチに従います。 の非マルコヴィアン Hu-Paz-Zhang マスター方程式 [62,64] の導出 量子ブラウン運動。 低温限界では、 縮小密度行列の非対角要素は時間の経過とともに減少します ゼロ温度部分は対数的に、時間的には二次関数的に マルコフとは明らかに異なる温度依存部分 場合。 最後に、調査結果の概要と、これがどのように行われるかについて説明します。 ここで研究する問題は、で導出された量子確率方程式に関連しています。 [77] 重力自力の研究、そして量子光力学へ 重力デコヒーレンスとエンタングルメントの実験的観測は、 実装されました。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We analyze the semiclassical Schwarzschild geometry in the Boulware quantum state in the framework of two-dimensional (2D) dilaton gravity. The classical model is defined by the spherical reduction of Einstein's gravity sourced with conformal scalar fields. The expectation value of the stress-energy tensor in the Boulware state is singular at the classical horizon of the Schwarzschild spacetime, but when backreaction effects are considered, previous results have shown that the 2D geometry is horizonless and described by a non-symmetric wormhole with a curvature singularity on the other side of the throat. In this work we show that reversing the sign of the central charge of the conformal matter removes the curvature singularity of the 2D backreacted geometry, which happens to be horizonless and asymptotically flat. This result is consistent with a similar analysis recently performed for the CGHS model. We also argue the physical significance of negative central charges in conformal anomalies from a four-dimensional perspective. | ブールウェア量子における半古典シュヴァルツシルト幾何学を解析します 2 次元 (2D) 膨張重力の枠組みにおける状態。 古典的な モデルは、アインシュタインの重力の球面縮小によって定義されます。 等角スカラー場。 における応力エネルギーテンソルの期待値 ブールウェア州はシュヴァルツシルトの古典的な地平線で特異である 時空ですが、逆反応効果を考慮すると、以前の結果は 2D ジオメトリは水平線がなく、非対称の幾何学構造によって記述されることが示されました。 喉の反対側に曲率特異点を持つワームホール。 この中で 私たちの研究は、共形の中心電荷の符号を逆転させることを示しています。 物質は、2D 逆反応ジオメトリの曲率特異点を除去します。 地平線がなく、漸近的に平坦になります。 この結果は一貫しています CGHS モデルに対して最近実行された同様の分析を使用します。 私たちも議論します 共形異常における負の中心電荷の物理的重要性 四次元の視点から。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A pressureless dark matter component fits well with several cosmological observations. However, there are indications that cold dark matter may encounter challenges in explaining observations at small scales, particularly at galactic scales. Observational data suggest that dark matter models incorporating a pressure component could provide solutions to these small-scale problems. In this work, we investigate the possibility that present-day dark matter may result from a decaying non-cold dark matter sector transitioning into the dark energy sector. As the sensitivity of astronomical surveys rapidly increases, we explore an interacting scenario between dark energy and non-cold dark matter, where dark energy has a constant equation of state ($w_{\rm de}$), and dark matter, being non-cold, also has a constant (non-zero) equation of state ($w_{\rm dm}$). Considering the phantom and quintessence nature of dark energy, characterized by its equation of state, we separately analyze interacting phantom and interacting quintessence scenarios. We constrain these scenarios using Cosmic Microwave Background (CMB) measurements and their combination with external probes, such as DESI-BAO and PantheonPlus. From our analyses, we find that a very mild preference for non-cold dark matter cannot be excluded based on the employed datasets. Additionally, for some datasets, there is a pronounced preference for the presence of an interaction at more than 95\% confidence level (CL). Moreover, when the dark energy equation of state lies in the phantom regime, the $S_8$ tension can be alleviated. This study suggests that cosmological models incorporating a non-cold dark matter component should be considered as viable scenarios with novel phenomenological implications, as reflected in the present work. | 圧力のない暗黒物質成分はいくつかの宇宙論によく適合します 観察。 しかし、冷たい暗黒物質が存在する可能性があるという兆候があります。 特に小さなスケールでの観察を説明する際に課題に直面する 銀河規模で。 観測データは、暗黒物質モデルが 圧力コンポーネントを組み込むことで、これらの小規模な問題に解決策を提供できる可能性があります。 問題。 この作品では、現代の闇が存在する可能性を調査します。 物質は、崩壊する非低温の暗黒物質セクターの移行によって生じる可能性がある ダークエネルギー分野へ。 天文調査の感度が急速に高まるにつれて ダークエネルギーと非冷気の間の相互作用シナリオを調査します。 暗黒物質、暗黒エネルギーは一定の状態方程式 ($w_{\rm de}$) を持ちます。 そして、暗黒物質は冷たくないので、次の定数 (ゼロでない) 方程式も持ちます。 状態 ($w_{\rm dm}$)。 闇の幻と本質を考える 状態方程式によって特徴付けられるエネルギーを個別に分析します 相互作用する幻のシナリオと相互作用する真髄のシナリオ。 これらを制約します 宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) 測定とその測定を使用したシナリオ DESI-BAO や PantheonPlus などの外部プローブとの組み合わせ。 私たちから 分析の結果、冷たくない暗黒物質に対する非常に穏やかな好みはありえないことがわかりました。 使用されたデータセットに基づいて除外されます。 さらに、一部のデータセットでは、 相互作用がより多く存在することを好む傾向が顕著です。 95\% 信頼水準 (CL) よりも高い。 さらに、暗黒エネルギー方程式が成り立つとき、 国家が幻の政権にある場合、$S_8$ の緊張は緩和される可能性がある。 これ 研究は、宇宙論モデルには非冷た暗黒物質が組み込まれていると示唆しています。 このコンポーネントは、新しい現象学的に実行可能なシナリオとして考慮される必要があります。 この影響は、現在の研究に反映されています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A new notion of quasilocal mass is defined for generic, compact, two dimensional, spacelike surfaces in four dimensional spacetimes with negative cosmological constant. The definition is spinorial and based on work for vanishing cosmological constant by Penrose and Dougan & Mason. Furthermore, this mass is non-negative, equal to the Misner-Sharp mass in spherical symmetry, equal to zero for every generic surface in AdS, has an appropriate form for gravity linearised about AdS and has an appropriate limit for large spheres in asymptotically AdS spacetimes. | 準局所質量の新しい概念は、一般的、コンパクト、2 つの質量に対して定義されます。 負の値を持つ 4 次元時空の次元的、宇宙的な表面 宇宙定数。 この定義は精神的なものであり、次のような研究に基づいています。 ペンローズとドーガン＆メイソンによる消失宇宙定数。 さらに、 この質量は負ではなく、球面のマイズナーシャープ質量に等しい AdS のすべての一般的なサーフェスの対称性はゼロに等しく、適切な AdS に関して線形化された重力の形式であり、大規模な場合に適切な制限があります。 漸近的に AdS 時空内の球体。 |
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| We study the stochastic gravitational wave background sourced by a network of cosmic superstrings and demonstrate that incorporating higher-mass string species, beyond the fundamental string, is crucial for accurately modelling the resulting gravitational wave spectrum across frequencies ranging from nanohertz to kilohertz. Using the multi-tension velocity-dependent one-scale model to evolve the cosmic superstring network, we perform several fits to the NANOGrav 15-year dataset and obtain expectation values for the fundamental string tension, string coupling and effective size of compact extra dimensions. We find that the cosmic superstring best-fits are comparable in likelihood to Supermassive Black Hole models, thought by many to be the leading candidate explanation of the signal. The implications of the best-fit spectra are discussed within the context of future gravitational wave experiments. We obtain expectation values for the fundamental string tension of $\log_{10}(G\mu_1)=-11.4^{+0.3}_{-0.2}$($-11.5^{+0.3}_{-0.2}$) for gravitational waves originating from large cuspy (kinky) cosmic superstring loops and $\log_{10}(G\mu_1)=-9.7^{+0.7}_{-0.7}$($-9.9^{+1.0}_{-0.5}$) for small cuspy (kinky) loops. We also place $2\sigma$ upper bounds on the string coupling, finding $g_s<0.7$ in all cases, and comment on the implication of our results for the effective size of the compact extra dimensions. | 私たちは、ネットワークをソースとする確率的重力波背景を研究します。 宇宙の超弦を調べ、より高質量の弦を組み込むことを実証する 基本的な文字列を超えた種は、正確にモデル化するために重要です。 結果として得られる、ナノヘルツからの範囲の周波数にわたる重力波スペクトル キロヘルツまで。 複数の張力の速度依存の 1 スケール モデルを使用して、 宇宙の超弦ネットワークを進化させ、NANOGrav にいくつかのフィッティングを実行します。 15 年間のデータセットと基本文字列の期待値を取得します テンション、ストリングカップリング、コンパクトな余剰寸法の有効サイズ。 私たちは 宇宙の超弦の最適適合は、可能性において同等であることを発見します。 超大質量ブラックホールモデル、多くの人が最有力候補と考えている 信号の説明。 最適なスペクトルの意味は次のとおりです。 将来の重力波実験の文脈の中で議論されます。 私たちは の基本的な弦張力の期待値を取得します。 $\log_{10}(G\mu_1)=-11.4^{+0.3}_{-0.2}$($-11.5^{+0.3}_{-0.2}$) 大きな尖った（歪んだ）宇宙超弦から発生する重力波 ループと $\log_{10}(G\mu_1)=-9.7^{+0.7}_{-0.7}$($-9.9^{+1.0}_{-0.5}$) 小さな尖った（変態的な）ループ。 また、文字列に $2\sigma$ の上限を設定します。 カップリング、すべてのケースで $g_s<0.7$ を検出し、私たちの意味するところについてコメントします。 コンパクトな余剰寸法の有効サイズの結果。 |
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| We present a detailed study of the effective stress tensor of gravitational wave (GW) as the source for the background Einstein equation and examine three candidates in literature. The second order perturbed Einstein tensor $G^{(2)}_{\mu\nu}$, up to a coefficient, proposed by Brill, Hartle, and Isaacson, has long been known to be covariantly nonconserved with respect to the background spacetime. We observe that $G^{(2)}_{\mu\nu}$ is not a true tensor on the background spacetime. More importantly, we find that, by expressing $G^{(2)}_{\mu\nu}$ in terms of the perturbed Hilbert-Einstein actions, the nonconserved part of $G^{(2)}_{\mu\nu}$ is actually canceled out by the perturbed fluid stress tensors in the back-reaction equation, or is vanishing in absence of fluid. The remaining part of $G^{(2)}_{\mu\nu}$ is just the conserved effective stress tensor $\tau_{\mu\nu}$ proposed by Ford and Parker. As the main result, we derive $\tau_{\mu\nu}$ for a general curved spacetime by varying the GW action and show its conservation using the equation of GW. The stress tensor $T_{\text{MT}}^{\mu\nu}$ proposed by MacCallum and Taub was based on an action $J_2$. We derive $T_{\text{MT}}^{\mu\nu}$ and find that it is nonconserved, and that $J_2$ does not give the correct GW equation in presence of matter. The difficulty with $J_2$ is due to a background Ricci tensor term, which should be also canceled out by the fluid term or vanishing in absence of fluid. We also demonstrate these three candidates in a flat Robertson-Walker spacetime. The conserved $\tau_{\mu\nu}$ has a positive energy density spectrum, and is adequate for the back-reaction in a perturbation scheme, while the two nonconserved stress tensors have a negative spectrum at long wavelengths and are unphysical. | 重力の有効応力テンソルの詳細な研究を紹介します。 背景のアインシュタイン方程式のソースとして波動 (GW) を使用し、3 つの方程式を調べます。 文学の候補者。 二次摂動アインシュタイン テンソル $G^{(2)}_{\mu\nu}$、Brill、Hartle、およびによって提案された係数まで アイザックソンは、以下に関して共変的に非保存であることが長い間知られていました。 背景の時空。 $G^{(2)}_{\mu\nu}$ が真ではないことがわかります。 背景時空のテンソル。 さらに重要なことは、次のことがわかります。 $G^{(2)}_{\mu\nu}$ を摂動されたヒルベルト・アインシュタインの観点から表現する アクション、 $G^{(2)}_{\mu\nu}$ の非保存部分は、実際には 逆反応方程式の摂動流体応力テンソル、または消滅中 液体がない状態で。 $G^{(2)}_{\mu\nu}$ の残りの部分は、 Ford と Parker によって提案された保存有効応力テンソル $\tau_{\mu\nu}$。 主な結果として、一般的な湾曲時空に対する $\tau_{\mu\nu}$ を次のように導出します。 GW 作用を変化させ、GW の方程式を使用してその保存性を示します。 の MacCallum と Taub によって提案された応力テンソル $T_{\text{MT}}^{\mu\nu}$ に基づいています アクション $J_2$ について。 $T_{\text{MT}}^{\mu\nu}$ を導出すると、次のことがわかります。 非保存であり、$J_2$ は存在する場合に正しい GW 方程式を与えません 問題の。 $J_2$ の難しさは、背景にある Ricci テンソル項によるものです。 これも流動項によって相殺されるか、あるいは、 流体。 また、これら 3 つの候補をフラット ロバートソン ウォーカーで示します。 時空。 保存された $\tau_{\mu\nu}$ は正のエネルギー密度を持ちます スペクトルであり、摂動スキームでの逆反応には適切ですが、 2 つの非保存応力テンソルは長期的には負のスペクトルを持ちます。 波長があり、非物理的です。 |
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| The quantization of unimodular gravity in minisuperspace leads to a time evolution of states generated by the Hamiltonian, as in usual quantum mechanics. We revisit the analysis made in Ref. \cite{unruh}, extending it to phantom scalar fields. It is argued that only in this case a non-trivial evolution for the scalar field can be obtained. The behavior of the scale factor presents a bounce followed by a de Sitter expansion, reproducing the quantum cosmological scenario in General Relativity when the source is given by a cosmological term described by the Schutz variable. The analysis is extended to the Brans-Dicke scalar tensor theory. | ミニ超空間における単モジュール重力の量子化は時間をもたらす 通常の量子と同様に、ハミルトニアンによって生成される状態の進化 力学。 参考文献で行われた分析をもう一度見てみましょう。 \cite{unruh}、拡張すると ファントムスカラーフィールド。 この場合にのみ、自明ではないことが主張される スカラー場の進化を得ることができます。 スケールの挙動 因子はバウンスとそれに続くデ・シッター拡張を示し、 ソースが次のように与えられる場合の一般相対性理論における量子宇宙論シナリオ シュッツ変数によって記述される宇宙項。 分析が拡張される ブランズ・ディッケのスカラー テンソル理論へ。 |
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| It seems that the regime of Hawking radiation and evaporation ultimately drives charged black holes toward super-extremality of the charge parameter and the dominance of extremal conditions. This progression, in turn, lays the groundwork for satisfying the necessary conditions for the Weak Gravity Conjecture (WGC). Preliminary studies indicate that black holes such as the Reissner-Nordstr$\"o$m (RN) model, in their initial form, lack the capacity to sustain super-extremality of the charge parameter. If such conditions arise, these black holes transition into naked singularities-a scenario that is highly undesirable due to the loss of causality and the breakdown of space-time geometry. This raises whether the inability to sustain super-extremality is an inherent property of the model or a consequence of the approximations and precision limitations employed in its construction. To address this, we turned to the ModMax model, which represents an extension of the RN model. Our analysis revealed that the ModMax model not only accommodates super-extremality of the charge parameter but also, under certain conditions, emerges as a promising candidate for investigating the WGC. Furthermore, we independently observed how the inclusion of the de Sitter radius ($\ell$) in the AdS model and $f(R)$ gravitational corrections-both of which enhance and complicate the model-can have a direct impact on the range of super-extremal charge tolerance which, in turn, provides the realization of the conditions necessary for the WGC. | 最終的にはホーキング放射と蒸発の体制になるようです 荷電ブラックホールを電荷パラメータの超極限方向に駆動し、 極限状態の優位性。 この進行により、今度は、 弱重力の必要条件を満たすための下地 推測 (WGC)。 予備研究では、次のようなブラックホールが存在することが示されています。 Reissner-Nordstr$\"o$m (RN) モデルは、初期形式では、 チャージパラメータの超極限状態を維持します。 このような状況が発生した場合、 これらのブラックホールは裸の特異点に移行します。 このシナリオは非常に危険です。 因果関係の喪失と時空の崩壊により望ましくない 幾何学。 これは、超極端な状態を維持できないことが問題であるかどうかを提起します。 モデルの固有の特性または近似の結果、および その構築には精度の制限が適用されます。 これに対処するために、私たちは次のようにしました。 RN モデルの拡張を表す ModMax モデルに変換されます。 私たちの 分析により、ModMax モデルは超極端な状況に対応するだけではないことが明らかになりました 電荷パラメータだけでなく、特定の条件下では、 WGC調査の有力候補。 さらに、私たちは独自に AdS モデルに de Sitter 半径 ($\ell$) がどのように含まれるかを観察しました。 $f(R)$ 重力補正 - どちらも、 モデル - 超極度の帯電耐性の範囲に直接影響を与える可能性があります それにより、必要な条件が実現されます。 WGC。 |
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| In this article we extend a study of the validity conditions of the separate-universe approach of cosmological perturbations to models of inflation with multiple fields. The separate-universe approach consists in describing the universe as a collection of homogeneous and isotropic patches, giving us an effective description of perturbation theory at large scales through phase-space reduction. This approximation is a necessary step in stochastic inflation, an effective theory of coarse-grained, super-Hubble, scalar fields fluctuations. One needs a stochastic inflation description in the context of primordial black hole productions since it needs enhancements of the curvature power spectrum. It easily achievable in multifield inflation models but necessarily comes with strong diffusive effects. We study and compare cosmological perturbation theory and the separate-universe approach in said non-linear sigma models as a typical framework of multifield inflation and employing the Hamiltonian formalism to keep track of the complete phase space (or the reduced isotropic phase space in the separate-universe approach). We find that the separate-universe approach adequately describes the cosmological perturbation theory provided the wavelength of the modes considered is greater that several lower bounds that depend on the cosmological horizon and the inverse of the effective Hamiltonian masses of the fields; the latter being fixed by the coupling potential and the field-space geometry. We also compare gauge-invariant variables and several gauge fixing procedures in both approaches. For instance, we showed that the uniform-expansion gauge is nicely described by the separate-universe picture, hence qualifying its use in stochastic inflation as commonly done. | この記事では、 インフレーションモデルに対する宇宙論的摂動の別宇宙アプローチ 複数のフィールドを使用します。 別個の宇宙のアプローチは、 宇宙は均質で等方性のパッチの集合体であり、 摂動理論を大規模に効果的に説明する 位相空間の縮小。 この近似は確率論的に必要なステップです。 インフレーション、粗粒、超ハッブル、スカラー場の効果的な理論 変動。 という文脈での確率的インフレーションの記述が必要です。 曲率の強化が必要なため、原始ブラックホールの生成 パワースペクトル。 マルチフィールドインフレーションモデルでは簡単に達成できますが、 必然的に強い拡散効果が伴います。 勉強して比較してみます 宇宙論的摂動理論と上記における分離宇宙アプローチ マルチフィールドインフレーションの典型的なフレームワークとしての非線形シグマモデルと ハミルトン形式主義を採用して完全な位相空間を追跡する (または、別宇宙アプローチにおける縮小等方性位相空間)。 私たちは 分離宇宙アプローチが宇宙論的現象を適切に説明していることを発見する 考慮されるモードの波長がより大きい場合の摂動理論 宇宙論的な地平線と 場の有効ハミルトン質量の逆数。 後者は 結合ポテンシャルとフィールド空間の形状によって固定されます。 比較もしてみます 両方のゲージ不変変数といくつかのゲージ固定手順 近づいてきます。 たとえば、均一膨張ゲージがうまく機能することを示しました。 別個の宇宙の絵によって説明されるため、次のような用途に適格です。 一般的に行われている確率的インフレ。 |
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| In electromagnetism, linearized general relativity, and other contexts, previous work has shown that the laws of motion which govern compact, self-interacting bodies can be obtained by applying "Detweiler-Whiting prescriptions" to the laws of motion which govern test bodies. These prescriptions replace any field which appears in a test-body law of motion with a certain effective field which is a quasilocal functional of the physical variables -- a functional that can be interpreted as a regularization procedure in a point-particle limit. We generalize these results, presenting a formalism which allows Detweiler-Whiting prescriptions to be be directly derived for extended bodies, even in nonlinear field theories. If a generating functional with particular properties can be constructed, we find effective linear and angular momenta which evolve via Mathisson-Papapetrou-Dixon equations involving appropriate effective fields. These equations implicitly incorporate all self-force, self-torque, and extended-body effects. Although our main focus is on bodies coupled to nonlinear scalar fields, we also remark on the gravitational case. | 電磁気学、線形化された一般相対性理論、その他の文脈では、 以前の研究では、コンパクトを支配する運動法則が、 自己相互作用物体は、「デトワイラー・ホワイティング」を適用することで取得できます。 試験体を支配する運動法則に対する「処方箋」。 処方箋は、テストボディの運動法則に現れるフィールドを次のものに置き換えます。 物理的な準局所関数である特定の有効場。 変数 -- 正規化手続きとして解釈できる関数 点粒子の限界内で。 これらの結果を一般化し、形式主義を提示します。 これにより、デトワイラー・ホワイティング処方を直接導き出すことができます。 非線形場の理論においても、拡張された物体。 生成関数の場合 特定の特性を備えた構造を構築できるため、効果的な線形と 以下を含むマシソン・パパペトロ・ディクソン方程式を介して発展する角運動量 適切な有効フィールド。 これらの方程式には暗黙的にすべてが組み込まれています。 自力、自トルク、および拡張ボディ効果。 私たちの主な焦点は 非線形スカラー場に結合された物体については、 重力の場合。 |
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| The deflection of light in the gravitational field of a massive body can be analyzed through diverse theoretical approaches. The null geodesic approach is commonly employed to calculate light deflection within strong and weak field limits. Alternatively, several studies have explored the gravitational deflection of light using the material medium approach. For a static, non-rotating spherical mass, the deflection in a Schwarzschild field can be determined by expressing the metric in an isotropic form and evaluating the refractive index to trace the light ray's trajectory. In this study, we extend the above-mentioned approach to the Kerr-Sen black hole spacetime in heterotic string theory, a solution representing a rotating, charged solution in heterotic string theory. The frame-dragging effects inherent to the Kerr-Sen geometry are incorporated to compute the velocity of light rays, enabling the derivation of the refractive index in this field. Considering the far-field approximation, we calculate the deflection of light in the Kerr-Sen spacetime and compare our results with those obtained for the Kerr and Schwarzschild black hole solution in GR. | 巨大な天体の重力場における光の偏向は、 さまざまな理論的アプローチを通じて分析されます。 ヌル測地線アプローチは次のとおりです。 強いフィールドと弱いフィールド内での光の偏向を計算するために一般的に使用されます 限界。 あるいは、いくつかの研究で重力の影響が調査されています。 物質媒体アプローチを使用した光の偏向。 静的な場合は、 非回転の球状質量の場合、シュヴァルツシルト場のたわみは次のようになります。 メトリックを等方的な形式で表現し、 光線の軌道を追跡するための屈折率。 この研究では、 ヘテロティックにおけるカー・セン ブラックホール時空への上記のアプローチ 弦理論、回転する荷電解を表す解 ヘテロストリング理論。 Kerr-Sen 特有のフレームドラッグ効果 光線の速度を計算するためにジオメトリが組み込まれているため、 この場の屈折率の導出。 遠方界を考慮して 近似として、カー・セン時空における光の偏向を計算します。 そして私たちの結果をカーとシュワルツシルトについて得られた結果と比較してください GR でのブラック ホールの解決策。 |
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| We construct an effective cosmological spin-foam model for a (2+1) dimensional spatially flat universe, discretized on a hypercubical lattice, containing both space- and time-like regions. Our starting point is the recently proposed coherent state spin-foam model for (2+1) Lorentzian quantum gravity. The full amplitude is assumed to factorize into single vertex amplitudes with boundary data corresponding to Lorentzian 3-frusta. A stationary phase approximation is performed at each vertex individually, where the inverse square root of the Hessian determinant serves as a measure for the effective path integral. Additionally, a massive scalar field is coupled to the geometry, and we show that its mass renders the partition function convergent. For a single 3-frustum with time-like struts, we compute the expectation value of the bulk strut length and show that it generically agrees with the classical solutions and that it is a discontinuous function of the scalar field mass. Allowing the struts to be space-like introduces causality violations, which drive the expectation values away from the classical solutions due to the lack of an exponential suppression of these configurations. This is a direct consequence of the semi-classical amplitude only containing the real part of deficit angles, in contrast with the Lorentzian Regge action used in effective spin-foams. We give an outlook on how to evaluate the partition function on an extended discretization including a bulk spatial slice. This serves as a foundation for future investigations of physically interesting scenarios such as a quantum bounce or the viability of massive scalar field clocks. Our results demonstrate that the effective path integral in the causally regular sector serves as a viable quantum cosmology model, but that the agreement of expectation values with classical solutions is tightly bound to the path integral measure. | (2+1) の効果的な宇宙論的スピン泡モデルを構築します。 超立方格子上で離散化された空間的に平坦な次元の宇宙、 空間と時間の両方の領域を含む。 私たちの出発点は、 最近提案された (2+1) ローレンツ量子のコヒーレント状態スピンフォームモデル 重力。 全振幅は単一の頂点に因数分解されると想定されます。 ローレンツの 3 錐台に対応する境界データを持つ振幅。 あ 固定相近似は各頂点で個別に実行されます。 ヘッセ行列式の逆平方根は、 有効パス積分。 さらに、大規模なスカラー フィールドが結合されています。 そして、その質量が分配関数を収束させることを示します。 時間のようなストラットを持つ単一の 3 錐台について、期待値を計算します。 バルクストラットの長さを測定し、それが古典的な長さと一般的に一致することを示します 解とそれがスカラー場の質量の不連続関数であること。 支柱を空間のようにすることを許可すると、因果関係の違反が生じます。 不足のために期待値が古典的な解決策から遠ざかってしまう これらの構成の指数関数的な抑制。 これは直接です の実部のみを含む半古典的振幅の結果 効果的に使用されるローレンツ・レッゲ・アクションとは対照的に、赤字角度。 スピンフォーム。 パーティション関数を評価する方法についての見通しを示します。 バルク空間スライスを含む拡張離散化。 これは、 物理的に興味深いシナリオの将来の調査のための基礎 量子バウンスまたは大規模なスカラーフィールドクロックの実行可能性として。 私たちの 結果は、因果的に規則的な実効経路積分が成り立つことを示しています。 セクターは実行可能な量子宇宙論モデルとして機能しますが、 古典的な解決策の期待値はパスに強くバインドされています 積分測定。 |
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| Isolated wide binary stars provide natural laboratories to directly probe gravity for Newtonian acceleration $g_{\rm{N}}\lesssim 10^{-9}$ m s$^{-2}$. Recent statistical analyses of wide binaries have been performed only with sky-projected relative velocities $v_p$ in the pairs. A new method of Bayesian orbit modeling exploiting three relative velocity components including the radial (line-of-sight) component $v_r$ is developed to measure a gravitational anomaly parameter $\Gamma\equiv\log_{10}\sqrt{\gamma_g}\equiv\log_{10}\sqrt{G_{\rm{eff}}/G_{\rm{N}}}$ where $G_{\rm{eff}}$ is the effective gravitational constant for pseudo-Newtonian elliptical orbits, while $G_{\rm{N}}$ is Newton's constant. The method infers individual probability distributions of $\Gamma$ and then combines the independent distributions to obtain a consolidated distribution in a specific range of $g_{\rm{N}}$. Here the method is described and applied to a sample of 312 wide binaries in a broad dynamic range $10^{-11.0}\lesssim g_{\rm{N}}\lesssim 10^{-6.7}$ m s$^{-2}$ with $v_r$ uncertainties in the range $168<\sigma_{v_r}<380$ m s$^{-1}$ selected from the Gaia DR3 database. The following results are obtained: $\Gamma = 0.000\pm 0.011$ ($N_{\rm{binary}}=125$) for a high acceleration regime ($10^{-7.9} \lesssim g_{\rm{N}} \lesssim 10^{-6.7}$ m s$^{-2}$) agreeing well with Newton, but $\Gamma = 0.085\pm 0.040$ or $\gamma_g=1.48_{-0.23}^{+0.33}$ (35) for a MOND regime ($10^{-11.0}\lesssim g_{\rm{N}}\lesssim 10^{-9.5}$ m s$^{-2}$) and $\Gamma = 0.063\pm 0.015$ or $\gamma_g=1.34_{-0.08}^{+0.10}$ (111) for a MOND+transition regime ($10^{-11.0}\lesssim g_{\rm{N}}\lesssim 10^{-8.5}$ m s$^{-2}$). These results show that gravitational anomaly is evident for $g_{\rm{N}}\lesssim 10^{-9}$ m s$^{-2}$ and $\Gamma$ in the MOND regime ($\lesssim 10^{-9.5}$ m s$^{-2}$) agrees with the prediction ($\approx 0.07$) of MOND gravity theories. | 孤立した幅の広い連星は、直接探査するための自然の実験室を提供します ニュートン加速度 $g_{\rm{N}}\lesssim 10^{-9}$ m s$^{-2}$ の重力。 ワイド バイナリの最近の統計分析は、 ペアの空に投影された相対速度 $v_p$。 ベイジアンの新しい手法 を含む 3 つの相対速度成分を利用した軌道モデリング 半径方向 (見通し線) コンポーネント $v_r$ は、重力を測定するために開発されました。 異常パラメータ $\Gamma\equiv\log_{10}\sqrt{\gamma_g}\equiv\log_{10}\sqrt{G_{\rm{eff}}/G_{\rm{N}}}$ ここで、$G_{\rm{eff}}$ は実効重力定数です。 擬似ニュートン楕円軌道、$G_{\rm{N}}$ はニュートン定数です。 このメソッドは $\Gamma$ の個々の確率分布を推測し、 独立した分布を結合して、統合された分布を取得します。 $g_{\rm{N}}$ の特定の範囲。 ここではその方法を説明し、適用します。 広いダイナミック レンジの 312 個のワイド バイナリのサンプル $10^{-11.0}\lesssim g_{\rm{N}}\lesssim 10^{-6.7}$ m s$^{-2}$ ($v_r$ の不確実性は範囲内) $168<\sigma_{v_r}<380$ m s$^{-1}$ は Gaia DR3 データベースから選択されました。 の 次の結果が得られます: $\Gamma = 0.000\pm 0.011$ ($N_{\rm{binary}}=125$) 高加速領域 ($10^{-7.9} \lesssim) g_{\rm{N}} \lesssim 10^{-6.7}$ m s$^{-2}$) はニュートンとよく一致しますが、 $\Gamma = 0.085\pm 0.040$ または MOND の場合 $\gamma_g=1.48_{-0.23}^{+0.33}$ (35) レジーム ($10^{-11.0}\lesssim g_{\rm{N}}\lesssim 10^{-9.5}$ m s$^{-2}$) および $\Gamma = 0.063\pm 0.015$ または $\gamma_g=1.34_{-0.08}^{+0.10}$ (111) MOND+移行体制 ($10^{-11.0}\lesssim g_{\rm{N}}\lesssim 10^{-8.5}$ m s$^{-2}$)。 これらの結果は、重力異常が明らかであることを示しています。 MOND 体制の $g_{\rm{N}}\lesssim 10^{-9}$ m s$^{-2}$ と $\Gamma$ ($\lesssim 10^{-9.5}$ m s$^{-2}$) は予測 ($\およそ 0.07$) と一致します MOND重力理論の研究。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The Weyl conformal tensor is the traceless component of the Riemann tensor and therefore, as is known, the information it contains does not appear explicitly in Einstein's equation. Following a rigorous mathematical treatment based on the variational principle, we will suggest that there exists a four-index gravitational field equation linearly containing the Weyl tensor closely related to a tidal gravitational field tensor whose components will be calculated. The new degrees of freedom, introduced via the n-dimensional Weyl tensor, will therefore clearly appear as additional constraints on the metric and we will demonstrate, among other things, that the cosmological constant appears as a natural solution of the four-index theory in the form of an integration constant which therefore does not need to be introduced ad hoc into a Lagrangian. | ワイル共形テンソルは、リーマン テンソルの痕跡のない成分です したがって、知られているように、そこに含まれる情報は表示されません。 アインシュタインの方程式で明示的に示されています。 厳密な数学的処理の後 変分原理に基づいて、次のものが存在することを示唆します。 ワイルテンソルを線形に含む 4 指数の重力場方程式 潮汐重力場テンソルと密接に関連しており、その成分は次のようになります。 計算された。 n次元ワイルによって導入された新しい自由度 したがって、テンソルは、計量に対する追加の制約として明らかに現れます。 そして、とりわけ、宇宙定数が は、4 つの指数理論の自然な解決策として、次の形で現れます。 積分定数なので、アドホックに導入する必要はありません。 ラグランジアン。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We use an integral quantization model based on the Heisenberg-Weyl group to describe the motion of a spinless particle in the Minkowski background spacetime. This work is a sequel to a previous paper, devoted to mathematical aspects of our model: construction of the space of coherent states and properties of elementary observables. We compute transition amplitudes corresponding to a free motion of a particle between two coherent states. These amplitudes are then used to model quantum random walks of free relativistic particles. Our quantization scheme allows us to recover interference patterns occurring in a standard double-slit experiment, known from the classical approach. This result is obtained by modeling the slits in terms of eigenstates of the position operator and computing transition amplitudes between position and coherent states. We design our model in a way which allows for a future generalization to a semi-classical quantization of the geodesic motion in curved spacetimes. | ハイゼンベルグ・ワイル群に基づく積分量子化モデルを使用して、 ミンコフスキー背景で無スピン粒子の動きを記述する 時空。 この研究は、数学に特化した以前の論文の続編です。 私たちのモデルの側面: コヒーレントな状態の空間の構築と 基本的な観測量の性質。 遷移の振幅を計算します 2 つのコヒーレント状態間の粒子の自由運動に対応します。 これら 次に、振幅を使用して自由相対論的量子ランダムウォークをモデル化します。 粒子。 私たちの量子化スキームにより、干渉パターンを回復できます 古典的な実験で知られる標準的な二重スリット実験で起こる アプローチ。 この結果は、固有状態の観点からスリットをモデル化することによって得られます。 位置演算子の計算と位置間の遷移振幅の計算 そしてコヒーレント状態。 私たちは将来を考慮した方法でモデルを設計します。 における測地線運動の半古典的量子化への一般化 曲がった時空。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Within an inherently classical perspective, there is always an unavoidable energy cost associated with the information deletion and this common lore is at the heart of the Landauer's conjecture that does not impose, per se, any relevant limit on the information acquisition. Although such a mindset should generally apply to systems of any size, its quantum mechanical implications are particularly intriguing and, for this reason, we examine here a minimal physical structure where the system and the environment are described, respectively, by a pair of quantum oscillators coupled by an appropriate Hermitian interaction able to amplify the entropy of the initial state. Since at the onset of the dynamical evolution the system is originally in a pure state, its entropy variation is always positive semidefinite and the Landauer's conjecture should not impose any constraint. Nonetheless, provided the quantum amplification is effective, it turns out that the entropy variation of the system always undershoots the heat transferred to the environment. When the initial thermal state of the environment is characterized by a chemical potential, the entropy growth is bounded both by the particles and by the heat flowing to the environment. The limits deduced in the quantum thermodynamical framework are also scrutinized from a field theory standpoint where species of different spins are copiously produced (especially in a cosmological context) thanks to the rapid variation of the space-time curvature. | 本質的に古典的な観点では、避けられない問題が常に存在します。 情報の削除に伴うエネルギーコストとこの一般的な言い伝えは次のとおりです。 ランダウアー予想の核心は、それ自体は何も課さない。 情報取得に関する関連制限。 そのような考え方はあるべきですが、 一般に、あらゆるサイズのシステムに適用されますが、その量子力学的な意味は次のとおりです。 これは特に興味深いものであり、このため、ここでは最小限の内容を検討します。 システムと環境が記述される物理構造、 それぞれ、適切な量子発振器によって結合された一対の量子発振器によって 初期状態のエントロピーを増幅できるエルミート相互作用。 以来 動的進化の始まりにおいて、システムはもともと純粋な状態にあります。 状態では、そのエントロピー変化は常に正の半定値であり、ランダウアーの 推測によって制約が課されるべきではありません。 それにもかかわらず、量子が提供されると、 増幅が効果的であると、 システムは環境に伝達される熱を常にアンダーシュートします。 とき 環境の初期の熱状態は化学物質によって特徴付けられます。 可能性があるため、エントロピーの増大は粒子と熱の両方によって制限されます。 環境に流れていきます。 量子熱力学で推定される限界 枠組みは場の理論の観点からも精査され、 さまざまなスピンが大量に生成されます (特に宇宙論的な文脈において) 時空の曲率が急速に変化するためです。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Gaussian quantum mechanics is a powerful tool regularly used in quantum optics to model linear and quadratic Hamiltonians efficiently. Recent interest in qubit-CV hybrid models has revealed a simple, yet important gap in our knowledge, namely, how to fully manipulate superpositions of Gaussian states. In this paper, we show how to faithfully represent a quadratic Gaussian state in the Fock basis. Specifically, we evaluate the phase necessary to equate the unitary representation of a zero-mean Gaussian state with its Fock representation. This allows for the coherent manipulation of superpositions of Gaussian states, especially the evaluation of expectation values from these superposed states. We then use this method to model a simple quantum field theory communication protocol using quadratic detectors in a regime that has previously been impossible to solve. The result presented in this paper is expected to become increasingly relevant with hybrid-CV systems, especially in the strong-coupling regime. | ガウス量子力学は量子分野で定期的に使用される強力なツールです 線形ハミルトニアンと二次ハミルトニアンを効率的にモデル化するための光学系。 最近の興味 量子ビットと CV のハイブリッド モデルでは、単純だが重要なギャップが明らかになりました。 知識、つまりガウス状態の重ね合わせを完全に操作する方法。 この論文では、二次ガウス状態を忠実に表現する方法を示します。 フォックベースで。 具体的には、以下を同等にするために必要なフェーズを評価します。 フォックを使用したゼロ平均ガウス状態のユニタリー表現 表現。 これにより、重ね合わせの一貫した操作が可能になります。 ガウス状態、特にこれらからの期待値の評価 重ね合わせた状態。 次に、この方法を使用して単純な量子場をモデル化します。 ある領域で二次検出器を使用する理論通信プロトコル 以前は解決できませんでした。 この論文で示された結果は次のとおりです 特にハイブリッド CV システムとの関連性がますます高まると予想されます。 強結合体制。 |
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| Most approaches towards a quantum theory of gravitation indicate the existence of a minimal length scale of the order of the Planck length. Quantum mechanical models incorporating such an intrinsic length scale call for a deformation of Heisenberg's algebra resulting in a generalized uncertainty principle and constitute what is called gravitational quantum mechanics. Utilizing the position representation of this deformed algebra, we study various models of gravitational quantum mechanics. The free time evolution of a Gaussian wave packet is investigated as well as the spectral properties of a particle bound by an external attractive potential. Here the cases of a box with infinite walls and an attractive potential well of finite depth are considered. | 重力の量子論へのほとんどのアプローチは、次のことを示しています。 プランク長程度の最小の長さスケールの存在。 量子 このような固有の長さスケールを組み込んだ機械モデルには、 一般化された不確実性をもたらすハイゼンベルク代数の変形 原理であり、いわゆる重力量子力学を構成します。 この変形代数の位置表現を利用して、 重力量子力学のさまざまなモデル。 自由時間の進化 ガウス波束とスペクトル特性が調査されます。 外部引力ポテンシャルによって結合された粒子。 ボックスのケースはこちら 無限の壁と有限の深さの魅力的なポテンシャル井戸を備えています。 考慮された。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In scalar-tensor theories beyond Horndeski, the Vainshtein screening mechanism is only partially effective inside astrophysical bodies. We investigate the potential to detect this partial breaking of Vainshtein screening through the tidal response of fluid bodies. We calculate the gravitomagnetic tidal Love numbers in a specific model of degenerate higher-order scalar-tensor gravity and analyze how deviations from general relativity depend on parameters governing the breaking of Vainshtein screening in the weak-gravity regime. For fixed parameter values, the relative deviations increase with higher multipoles and larger compactness. However, we demonstrate that these parameters alone are insufficient to fully characterize the tidal response of relativistic bodies in scalar-tensor theories beyond Horndeski. | Horndeski を超えるスカラー テンソル理論では、Vainshtein スクリーニング このメカニズムは天体内部では部分的にしか機能しません。 私たちは ヴァインシュタインのこの部分的な破壊を検出する可能性を調査する 流体体の潮汐反応によるスクリーニング。 計算します 特定の縮退モデルにおける重力磁気潮汐愛数 高次のスカラー テンソル重力を解析し、一般的な重力からどのように逸脱するかを分析します。 相対性理論は、ヴァインシュタインのスクリーニングの破壊を支配するパラメータに依存します 弱重力領域では。 固定パラメータ値の場合、相対偏差 多極数が多くなり、コンパクトさが大きくなるにつれて増加します。 ただし、私たちは実証します これらのパラメータだけでは潮汐を完全に特徴付けるには不十分であること Horndeski を超えたスカラー テンソル理論における相対論的物体の応答。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We have conducted an extensive study using a diverse set of equations of state (EoSs) to uncover strong relationships between neutron star (NS) observables and the underlying EoS parameters using symbolic regression method. These EoS models, derived from a mix of agnostic and physics-based approaches, considered neutron stars composed of nucleons, hyperons, and other exotic degrees of freedom in beta equilibrium. The maximum mass of a NS is found to be strongly correlated with the pressure and baryon density at an energy density of approximately 800 MeV.fm$^{-3}$. We have also demonstrated that the EoS can be expressed as a function of radius and tidal deformability within the NS mass range 1-2$M_\odot$. These insights offer a promising and efficient framework to decode the dense matter EoS directly from the accurate knowledge of NS observables. | 私たちは、さまざまな一連の方程式を使用して広範な研究を実施しました。 中性子星 (NS) 間の強い関係を明らかにする状態 (EoSs) シンボリック回帰法を使用したオブザーバブルと基礎となる EoS パラメーター。 これらの EoS モデルは、不可知論的なアプローチと物理ベースのアプローチの組み合わせから派生し、 核子、ハイペロン、その他のエキゾチックな物質から構成される中性子星と考えられている ベータ平衡における自由度。 NS の最大質量は次のようになります。 エネルギー密度における圧力およびバリオン密度と強い相関がある 約800MeV.fm$^{-3}$。 また、EoS ができることも実証しました。 NS 塊内の半径と潮汐変形能の関数として表現される 範囲は 1-2$M_\odot$ です。 これらの洞察は、有望で効率的なフレームワークを提供します。 NS の正確な知識から直接高密度物質 EoS を解読する 観測可能なもの。 |
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| Analogous to magnetism in electrodynamics, it is gravitomagnetism in relativistic gravity. Since gravity determines locally inertial frames, in general relativity (GR) and other relativistic theories of gravity, frame-dragging with source motion plays a key role in gravitomagnetism. Recently, Wu has put forward a gauge theory of gravity, called the gravitational quantum field theory (GQFT), with the gravitational force and the spin gauge force described by the gauge fields. Gao {\it et al.} ({\it Phy. Rev. D 109, 064072}) have derived the Shapiro time delay in the GQFT and given an empirical constraint from the Cassini experimental result on the dimensionless GQFT parameter $\gamma_W$ to be $(2.1\pm 2.3)\times 10^{-5}$. In this work, we derive the frame-dragging Lense-Thirring effects in the GQFT. The current precision of LARES-LAGEOS Lense-Thirring measurement gives a constraint on $|\gamma_W|$ to be less than $2\times 10^{-2}$. This constraint is consistent with, but subdominant to, the Cassini experimental constraint. As a candidate of quantum gravity, we do not expect that the deviation from the GR value ($\gamma_W=0$) is large, classically. With the launch of LARES 2, the precision of the Lense-Thirring measurement is expected to increase by one order of magnitude in a couple of years. As to the Shapiro effect, current technologies have the capability to measure the $\gamma_W$ parameter to a precision of $10^{-9}$. | 電気力学の磁気に似ていますが、それは重力磁気です。 相対論的重力。 重力は局所的な慣性系を決定するため、 一般相対性理論 (GR) およびその他の相対論的重力理論、 ソースの動きによるフレームのドラッグは、重力磁気において重要な役割を果たします。 最近、ウーは重力のゲージ理論を提唱しました。 重力量子場理論 (GQFT)、重力と ゲージフィールドによって記述されるスピンゲージ力。 Gao {\it et al.} ({\it Phy. Rev. D 109, 064072}) は、GQFT のシャピロ時間遅延を導き出し、次のように与えられています。 カッシーニの実験結果からの経験的制約 無次元 GQFT パラメータ $\gamma_W$ は $(2.1\pm 2.3)\times 10^{-5}$ になります。 で この作業では、GQFT でフレームをドラッグする Lense-Thirring 効果を導き出します。 の LARES-LAGEOS Lense-Thirring 測定の現在の精度が制約を与える $|\gamma_W|$ が $2\times 10^{-2}$ 未満になるようにします。 この制約は、 これは、カッシーニの実験的制約と一致しますが、準支配的です。 として 量子重力の候補であるため、GR からの逸脱は予想されません 値 ($\gamma_W=0$) は、古典的には大きいです。 LARES 2 の発売により、 レンズ・サーリング測定の精度は 1 つ向上すると予想されます 数年で桁違いに。 シャピロ効果に関しては、現在、 テクノロジーには、$\gamma_W$ パラメータを測定する機能があります。 $10^{-9}$ の精度。 |
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| We revisit the path-integral approach to the wave function of the Universe by utilizing Lefschetz thimble analyses and resurgence theory. The traditional Euclidean path-integral of gravity has the notorious ambiguity of the direction of Wick rotation. In contrast, the Lorentzian method can be formulated concretely with the Picard-Lefschetz theory. Yet, a challenge remains: the physical parameter space lies on a Stokes line, meaning that the Lefschetz-thimble structure is still unclear. Through complex deformations, we resolve this issue by uniquely identifying the thimble structure. This leads to the tunneling wave function, as opposed to the no-boundary wave function, offering a more rigorous proof of the previous results. Further exploring the parameter space, we discover rich structures: the ambiguity of the Borel resummation of perturbative series around the tunneling saddle points is exactly canceled by the ambiguity of the contributions from no-boundary saddle points. This indicates that resurgence also works in quantum cosmology, particularly in the minisuperspace model. | 私たちは、次のようにして宇宙の波動関数への経路積分のアプローチを再検討します。 レフシェッツのシンブル分析とリサージェンス理論を活用。 伝統的な 重力のユークリッド経路積分には方向の悪名高い曖昧さがある ウィックの回転の様子。 対照的に、ローレンツ法は次のように定式化できます。 具体的にはピカール・レフシェッツ理論です。 しかし、課題はまだ残っています。 物理パラメータ空間はストークス線上にあります。 レフシェッツシンブルの構造はまだ不明です。 複雑な変形を通じて、 この問題は、シンブル構造を一意に識別することで解決します。 これは次のことにつながります 無境界波動関数とは対照的に、トンネル波動関数、 以前の結果のより厳密な証明を提供します。 さらに探索してみると、 パラメータ空間では、豊富な構造を発見します: ボレルの曖昧さ トンネル鞍点付近での摂動級数の再開は次のようになります。 境界のないサドルからの寄与の曖昧さによって正確にキャンセルされます ポイント。 これは、リサージェンスが量子宇宙論でも機能することを示しています。 特にミニ超空間モデルで。 |
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| There are several reasons to support the idea that entropy might be associated to gravity itself. In the absence of a quantum theory of gravity, classical estimators for the gravitational entropy have been proposed. Any viable description of the gravitational entropy should reproduce the Hawking-Bekenstein entropy at the event horizon of black holes. Furthermore, in any black hole transformation, these estimators must satisfy the second law of black hole thermodynamics. In this work, we analyze whether two entropy estimators, one based on the Weyl tensor and the other on the Bel-Robinson tensor, satisfy the second law in the transformation process from a Schwarzschild to a Reissner-Nordstr\"om black hole by the absorption of a charge test particle. We also address the inverse process. We show that depending whether the process is reversible or not, both estimators fulfill the second law. | エントロピーが存在する可能性があるという考えを支持する理由はいくつかあります。 重力そのものに関係しています。 重力の量子論が存在しない場合、 重力エントロピーの古典的な推定器が提案されています。 どれでも 重力エントロピーの実行可能な記述は、 ブラックホールの事象の地平面におけるホーキング・ベケンシュタインのエントロピー。 さらに、 あらゆるブラック ホール変換では、これらの推定量は次の第 2 法則を満たさなければなりません。 ブラックホールの熱力学。 この研究では、2 つのエントロピーが存在するかどうかを分析します。 推定量。 1 つはワイル テンソルに基づいており、もう 1 つはベル ロビンソンに基づいています。 テンソルは、からの変換プロセスで第 2 法則を満たします。 シュヴァルツシルトからライスナー・ノルドシュトルムブラックホールへの吸収による 帯電試験粒子。 逆のプロセスについても説明します。 私たちはそれを示します プロセスが可逆的かどうかに応じて、両方の推定量が次の条件を満たします。 第二法則。 |
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| Non-singular matter bouncing cosmological setups are of particular interest since apart from adressing the initial singularity problem they can give rise as well to a nearly scale-invariant curvature power spectrum on scales $k<10^{4}\mathrm{Mpc}^{-1}$, favored by Cosmic Microwave Background (CMB) experiments. Interestingly enough, one can find that within such non-singular bouncing cosmological setups, curvature perturbations grow on super-horizon scales during the matter contracting phase. In this work, we account for the evolution of cosmological perturbations during the transition to the Hot Big Bang expanding Universe, finding at the end naturally enhanced curvature perturbations on very small scales at horizon-crossing time during the expanding phase. These enhanced cosmological perturbations can induce gravitational waves (GWs) due to second order gravitational interactions and collapse as well to form primordial black holes (PBHs), with the latter acting as one of the most viable dark matter candidates. Remarkably, we find an induced GW background with a universal infrared (IR) frequency scaling of $f^2$, in excellent agreement with the recently released $\mathrm{nHz}$ GW data by the NANOGrav collaboration, being potentially detectable as well by other GW observatories such as LISA and ET, depending on the values of the bouncing cosmological parameters at hand. | 非特異物質がバウンドする宇宙論的設定は特に興味深い 初期特異点の問題に対処する以外にも、それらは原因となる可能性があるためです。 スケール上のほぼスケール不変の曲率パワースペクトルも同様です $k<10^{4}\mathrm{Mpc}^{-1}$、宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) が好む 実験。 興味深いことに、そのような非特異性の中に次のことがわかります。 跳ねる宇宙論的設定、曲率摂動が超地平線上で成長する 物質の収縮段階でスケールします。 この作業では、 ホットビッグへの移行中の宇宙論的摂動の進化 宇宙を強打して拡張し、最後に自然に強化された曲率を見つける 地平線通過時の非常に小規模な摂動 拡大段階。 これらの強化された宇宙論的摂動は、 二次重力相互作用による重力波（GW）と 同様に崩壊して原始ブラックホール（PBH）を形成し、後者が作用する 最も有力な暗黒物質候補の一つとして。 驚くべきことに、我々は、 ユニバーサル赤外線 (IR) 周波数スケーリングによる GW バックグラウンドの誘発 $f^2$、最近リリースされた $\mathrm{nHz}$ GW データと見事に一致 NANOGrav コラボレーションにより、他の GW でも検出できる可能性があります バウンス値に応じて、LISA や ET などの天文台 宇宙論的パラメータが手元にあります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A new magnetically charged Kiselev black hole solution is used to study the null geodesics in this spacetime. We derive the equations of motion for the null geodesics and analyze their properties, including the gravitational lensing effect. The 3D and equatorial plane orbits are discussed, with particular attention given to the effect of quintessence. The deviations from the Ernst black hole provide insights into the potential observational consequences of dark energy in strong gravitational fields. | 新しい磁気的に帯電したキセレフ ブラック ホール ソリューションを使用して、 この時空におけるヌル測地線。 の運動方程式を導き出します。 ヌル測地線を解析し、重力などの特性を分析します。 レンズ効果。 3D 軌道と赤道面軌道について説明します。 クインエッセンスの効果に特に注目。 からの逸脱 エルンスト ブラック ホールは、潜在的な観測結果についての洞察を提供します 強い重力場における暗黒エネルギーの影響。 |
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| Field theories exhibit dramatic changes in the structure of their operator algebras in the limit where the number of local degrees of freedom ($N$) becomes infinite. An important example of this is that the algebras associated to local subregions may not be additively generated in the limit. We investigate examples and explore the consequences of this ``superadditivity'' phenomenon in large $N$ field theories and holographic systems. In holographic examples we find cases in which superadditive algebras can probe the black hole interior, while the additive algebra cannot. We also discuss how superaddivity explains the sucess of quantum error correction models of holography. Finally we demonstrate how superadditivity is intimately related to the ability of holographic field theories to perform quantum tasks that would naievely be impossible. We argue that the connected wedge theorems (CWTs) of May, Penington, Sorce, and Yoshida, which characterize holographic protocols for quantum tasks, can be re-phrased in terms of superadditive algebras and use this re-phrasing to conjecture a generalization of the CWTs that is an equivalence statement. | 場の理論は演算子の構造に劇的な変化を示す 局所自由度 ($N$) の数が決まる極限内の代数 無限になります。 この重要な例は、関連する代数です。 ローカルサブ領域への追加は、制限内で追加的に生成することはできません。 私たちは 例を調査し、この「超加法性」の結果を探ります。 大規模 $N$ 場の理論とホログラフィック システムにおける現象。 ホログラフィックで 例として、超加法代数がブラックホールを調査できるケースが見つかりました。 内部では、加法代数ではそれができません。 超加法性がどのように起こるかについても説明します ホログラフィーの量子誤り訂正モデルの成功について説明しています。 ついに 超加法性がどのように次の能力と密接に関係しているかを示します。 素朴に次のような量子タスクを実行するためのホログラフィック場の理論 不可能。 我々は、5 月の接続ウェッジ定理 (CWT) は、 Penington、Sorce、およびヨシダ。 ホログラフィック プロトコルを特徴づけます。 量子タスクは、超加法代数の観点から言い換えることができ、 この言い換えは、CWT の一般化を推測するためのものです。 等価性ステートメント。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The fact that the standard dispersion relation for photons in vacuum could be modified because of their interaction with the quantum nature of spacetime has been proposed more than two decades ago. A quantitative model [Jacob \& Piran, JCAP 01, 031 (2008)], has been tested extensively using distant highly energetic astrophysical sources, searching for energy-dependent time delays in photon arrival times. Since no delay was firmly measured, lower limits were set on the energy scale $\Lambda$ related to these effects. In recent years, however, different but equally well-grounded expressions beyond the Jacob \& Piran model were obtained for the photon dispersion relation, leading to different expressions for the dependence of lag versus redshift. This article introduces a general parameterization of modified dispersion relations in cosmological symmetry, which directly leads to a general parameterized lag versus redshift dependence encompassing both existing and new models. This parameterization could be used in the future to compare the predicted time lags of the different models and test them against observations. To investigate this possibility, realistic data sets are simulated, mimicking different types of extragalactic sources as detected by current and future instruments. When no lag is injected in the simulated data, each lag-redshift model leads, as expected, to a different value for the limit on $\Lambda$, and the Jacob \& Piran model gives the most stringent bound. When a lag at $\Lambda \sim E_P$ in the Jacob \& Piran model is injected, it is detected for all the other lag-redshift relations considered, although leading to different values. Finally, the possibility to discriminate between several lag-redshift models is investigated, emphasizing the importance of an evenly distributed sample of sources across a wide range of redshifts. | 真空中の光子の標準分散関係は次のようになり得るという事実 時空の量子的性質との相互作用により修正されました。 20年以上前に提案されました。 定量的モデル [ジェイコブとピラン、 JCAP 01, 031 (2008)] は、遠隔高度な通信を使用して広範にテストされています。 エネルギー的な天体物理源、エネルギー依存の時間遅延を探索する フォトンの到着時間。 遅延をしっかり測定していないため、下限値を設定しました これらの効果に関連するエネルギースケール $\Lambda$ 上で。 近年では、 ただし、ジェイコブを超えた、異なっていても同様に根拠のある表現です \& 光子の分散関係についてピランモデルが得られ、 ラグと赤方偏移の依存性を表すさまざまな表現。 この記事 修正された分散関係の一般的なパラメータ化を導入します。 宇宙論的対称性。 一般的なパラメータ化された遅れに直接つながります。 既存モデルと新しいモデルの両方を含む赤方偏移依存性との比較。 これ 将来的には、予測されたタイムラグを比較するためにパラメータ化が使用される可能性があります。 さまざまなモデルを比較し、観察結果に対してテストします。 これを調査するには 可能性としては、現実的なデータセットがシミュレートされ、さまざまなタイプのデータが模倣されます。 現在および将来の機器によって検出された銀河系外のソース。 いいえの場合 遅延はシミュレートされたデータに注入され、各遅延赤方偏移モデルが次のようにリードします。 $\Lambda$ の制限値と Jacob \& の制限値が異なることが予想されます。 Piran モデルは最も厳しい制限を与えます。 $\Lambda \sim E_P$ でラグが発生した場合 Jacob \& Piran モデルが挿入され、他のすべてのモデルで検出されます ラグと赤方偏移の関係が考慮されますが、異なる値になります。 最後に、いくつかの遅れ赤方偏移モデルを区別できる可能性は次のとおりです。 を調査し、均一に分布したサンプルの重要性を強調した。 広範囲の赤方偏移にわたるソース。 |
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| We present a series of fully three-dimensional, dynamical-spacetime general relativistic magnetohydrodynamics (GRMHD) simulations of core-collapse supernovae (CCSNe) for a progenitor of zero-age-main-sequence (ZAMS) mass $25\, M_\odot$. We simulate a total of 12 models for simulation times in the range $190-260\, \mathrm{ms}$ to systematically study the effect of rotation rates and magnetic fields on jet formation via the magnetorotational mechanism. We have performed simulations on OLCF's Frontier using the new GPU-accelerated dynamical-spacetime GRMHD code \theCode for magnetic fields $B_0 = (10^{11}, 10^{12})\, \mathrm{G}$ and rotation rates $\Omega_0 = (0.14, 0.5, 1.0, 1.5, 2.0, 2.5)\, \mathrm{rad/s}$. We always resolve the entire region containing the shock with a resolution of at least $1.48\, \mathrm{km}$. We find that models with $B_0=10^{11}\, \mathrm{G}$ fail to explode, while those with $B_0=10^{12}\, \mathrm{G}$ show a wide range of jet morphologies and explosive outcomes depending on the rotation rate. Models with $B_0=10^{12}\, \mathrm{G}$ and $\Omega_0=(1.0,1.5)\, \mathrm{rad/s}$ form jets that bend sideways, giving the ejecta a more spherical character, and possibly representing explosions that \textit{appear} neutrino-driven even though they are magnetorotationally-driven. Models with $B_0=10^{12}\, \mathrm{G}$ and $\Omega_0\geq2.0\, \mathrm{rad/s}$ show ejecta velocities $\gtrsim15000\, \mathrm{km/s}$, making them suitable candidates for broad-lined type Ic supernova progenitors. This work represents the largest set of 3D general-relativistic GRMHD simulations studying magnetorotational supernovae in full GR and demonstrates the potential of systematic studies with GPU-accelerated 3D simulations of CCSNe. | 私たちは一連の完全に三次元の動的時空一般的な作品を紹介します。 炉心崩壊の相対論的磁気流体力学 (GRMHD) シミュレーション ゼロ年齢主系列 (ZAMS) 質量 $25\ の前駆体の超新星 (CCSNe)、 M_\odot$。 範囲内のシミュレーション時間で合計 12 のモデルをシミュレーションします。 $190-260\, \mathrm{ms}$ (回転速度の影響を系統的に研究するには) 磁気回転機構によるジェット形成の磁場。 私たちは 新しい GPU アクセラレーションを使用して OLCF の Frontier でシミュレーションを実行しました 動的時空 GRMHD コード \theCode for 磁場 $B_0 = (10^{11}, 10^{12})\, \mathrm{G}$ と回転速度 $\Omega_0 = (0.14, 0.5, 1.0, 1.5, 2.0、2.5)\、\mathrm{rad/s}$。 私たちは常に、 少なくとも $1.48\, \mathrm{km}$ の解像度の衝撃。 私たちはそのモデルを発見しました $B_0=10^{11}\ の場合、\mathrm{G}$ は爆発に失敗しますが、 $B_0=10^{12}\、\mathrm{G}$ は、広範囲にわたるジェットの形態と爆発物を示します。 結果は回転速度に応じて異なります。 $B_0=10^{12}\, \mathrm{G}$ のモデル $\Omega_0=(1.0,1.5)\、\mathrm{rad/s}$ は横に曲がるジェットを形成し、 噴出物はより球形の特徴であり、おそらく爆発を表している \textit{一見}ニュートリノ駆動であるにもかかわらず、 磁気回転駆動。 $B_0=10^{12}\、\mathrm{G}$ および $\Omega_0\geq2.0\, \mathrm{rad/s}$ は噴出物の速度を示します $\gtrsim15000\, \mathrm{km/s}$、ブロードライン型 Ic の適切な候補となります。 超新星始祖。 この作品は最大の 3D セットを表します 磁気回転超新星を研究する一般相対論的 GRMHD シミュレーション 完全な GR を実現し、体系的な研究の可能性を実証します。 GPU で高速化された CCSNe の 3D シミュレーション。 |