本ウェブサイトはあくまで非公式です．
研究に用いる場合には，必ず原論文を読んでください．このウェブサイトはあくまで情報収集をサポートするためのものであり，正確性を保証するものではありません．
掲載されている論文の著作権は各論文の著者にあります．
本ウェブサイトで利用しているメタデータ（タイトルやアブストラクト等）はCC0 1.0の下で利用が許可されています．
本ウェブサイトの利用によって生じたあらゆる損害について管理人は責任を負いません．
Thank you to arXiv for use of its open access interoperability. This service was not reviewed or approved by, nor does it necessarily express or reflect the policies or opinions of, arXiv.
本ウェブページの作成にはarXiv APIを使用しています.arXivのオープンアクセスな相互運用性を利用できることについて,arXivに心より感謝申し上げます.このウェブサイトはarXivによってレビューまたは承認されたものではなく，必ずしもarXivの方針または意見を表明または反映するものではありません．
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The simple or "outermost" wedge in AdS is the portion of the entanglement wedge that can be reconstructed with sub-exponential effort from CFT data. Here we furnish a definition in arbitrary spacetimes: given an input wedge $a$ analogous to a CFT boundary region, the simple wedge $z(a)$ is the largest wedge accessible by a "zigzag," a certain sequence of antinormal light-sheets. We show that $z(a)$ is a throat, and that it is contained in every other throat. This implies that $z(a)$ is unique; that it is contained in the generalized entanglement wedge; and that it reduces to the AdS prescription as a special case. The zigzag explicitly constructs a preferred Cauchy slice that renders the simple wedge accessible from $a$; thus it adds a novel structure even in AdS. So far, no spacelike construction is known to reproduce these results, even in time-symmetric settings. This may have implications for the modeling of holographic encoding by tensor networks. | AdS の単純な、つまり「最も外側」のウェッジは、エンタングルメントの部分です。 CFT データから準指数関数的に再構築できるウェッジ。 ここ 入力ウェッジ $a$ が与えられた場合に、任意の時空で定義を提供します。 CFT 境界領域と同様に、単純なウェッジ $z(a)$ が最大です このくさびには、「ジグザグ」、つまり特定の一連の反正規光シートによってアクセスできます。 $z(a)$ が喉であり、それが他のすべての喉に含まれていることを示します。 喉。 これは、$z(a)$ が一意であることを意味します。 に含まれていること 一般化されたもつれウェッジ。 そしてそれは次のように AdS 処方に帰着します。 特別な場合。 ジグザグは、優先コーシー スライスを明示的に構築します。 $a$ からアクセスできる単純なウェッジ。 したがって、AdS にも新しい構造が追加されます。 これまでのところ、これらの結果を再現できる宇宙構造物は知られていません。 時間対称な設定。 これはモデリングに影響を与える可能性があります テンソルネットワークによるホログラフィックエンコーディング。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Strong-field gravity simulators are laboratory experiments that can investigate a wide range of both classical and quantum phenomena occurring in nature. In this work, we introduce an effective geometry that captures most of the characteristics of the strong-field regime of astrophysical, rotating black holes. This geometry can represent a vortex made from a variety of fluid and superfluid profiles with zero viscosity, making it a promising finite-temperature quantum-field-theory simulator for rotating curved spacetimes. Our geometry includes not only the typical radial flow which gives rise to an acoustic horizon, but also azimuthal circulation of the fluid. We compute the quasinormal modes, semi-analytically, and the exact quasibound states of acoustic excitations interacting with this effective geometry. The resulting spectra can be identified for both co-rotating and counter-rotating surface acoustic waves. In particular, the behavior of our acoustic geometry with circulation aligns with the phenomenology observed in recent experiments that include superfluids. | 強磁場重力シミュレータは、次のことができる実験室実験です。 で発生する古典現象と量子現象の両方を広範囲に調査します。 自然。 この作業では、ほとんどの要素を捉える効果的なジオメトリを導入します。 天体物理学的、回転する黒色の強磁場領域の特徴 穴。 このジオメトリは、さまざまな流体や流体から作られた渦を表現できます。 粘度ゼロの超流動プロファイルにより、有望な材料となる 回転曲線用の有限温度量子場理論シミュレータ 時空。 当社のジオメトリには、典型的な放射状の流れだけではなく、 音響の地平線まで上昇しますが、流体の方位循環も同様です。 私たちは 準正規モードを半解析的に計算し、正確な準限界を計算します。 この効果的な形状と相互作用する音響励起の状態。 の 結果として得られるスペクトルは、共回転と逆回転の両方で識別できます。 表面弾性波。 特に、音響幾何学的形状の動作 循環については、最近の実験で観察された現象学と一致します 超流動体も含まれます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| A large primordial density perturbation of the Hubble scale will gravitationally collapse, generating an outgoing sound shell whether or not a primordial black hole (PBH) is formed. In this Letter, we report a new source of the stochastic gravitational wave background induced by the collision of sound shells in the early Universe. The peak frequency and amplitude in the GW spectrum depend on the Hubble horizon and the abundance of sound shells. Abundant density perturbations would lead to GW backgrounds potentially detectable for future pulsar timing arrays and ground-based/space-borne detectors. For those perturbations that collapse into PBHs, future null detection of the corresponding high-frequency GW background could put new observational constraints on those PBHs that have already evaporated. | ハッブルスケールの大きな原始密度摂動は、 重力で崩壊し、音のシェルを生成します。 原始ブラックホール（PBH）が形成される。 このレターでは、新しい情報源を報告します の衝突によって引き起こされる確率的重力波背景の 宇宙初期のサウンドシェル。 GWのピーク周波数と振幅 スペクトルはハッブルの地平線と豊富な音殻に依存します。 豊富な密度摂動は潜在的に GW バックグラウンドを引き起こす可能性がある 将来のパルサータイミングアレイおよび地上/宇宙搭載用に検出可能 探知機。 PBH に崩壊する摂動の場合、将来の null 対応する高周波 GW バックグラウンドを検出すると、新たな影響が生じる可能性があります。 すでに蒸発した PBH に対する観察上の制約。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Gravitational wave data are often contaminated by non-Gaussian noise transients, glitches, which can bias the inference of astrophysical signal parameters. Traditional approaches either subtract glitches in a pre-processing step, or a glitch model can be included from an agnostic wavelet basis (e.g. BayesWave). In this work, we introduce a machine-learning-based approach to build a parameterised model of glitches. We train a normalising flow on known glitches from the Gravity Spy catalogue, constructing an informative prior on the glitch model. By incorporating this model into the Bayesian inference analysis with Bilby, we estimate glitch and signal parameters simultaneously. We demonstrate the performance of our method through bias reduction, glitch identification and Bayesian model selection on real glitches. Our results show that this approach effectively removes glitches from the data, significantly improving source parameter estimation and reducing bias. | 重力波データは非ガウス ノイズによって汚染されることがよくあります 天体物理信号の推論に偏りをもたらす可能性がある過渡現象、グリッチ パラメータ。 従来のアプローチでは、前処理でグリッチを差し引いたり、 ステップ、またはグリッチ モデルは、不可知論的なウェーブレット ベースから含めることができます (例: ベイズウェーブ）。 この研究では、機械学習ベースのアプローチを導入します。 グリッチのパラメータ化されたモデルを構築します。 既知の正規化フローをトレーニングします Gravity Spy カタログからのグリッチ、事前に有益な情報を構築 グリッチモデル。 このモデルをベイズ推論に組み込むことで、 Bilby を使用した解析により、グリッチと信号パラメータを同時に推定します。 バイアス削減、グリッチを通じてメソッドのパフォーマンスを実証します。 実際のグリッチの識別とベイジアン モデルの選択。 私たちの結果は次のとおりです このアプローチによりデータからグリッチが効果的に除去され、大幅に改善されることがわかりました。 ソースパラメータ推定を改善し、バイアスを削減します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Blind continuous gravitational-wave (CWs) searches are a significant computational challenge due to their long duration and weak amplitude of the involved signals. To cope with such problem, the community has developed a variety of data-analysis strategies which are usually tailored to specific CW searches; this prevents their applicability across the nowadays broad landscape of potential CW source. Also, their sensitivity is typically hard to model, and thus usually requires a significant computing investment. We present fasttracks, a massively-parallel engine to evaluate detection statistics for generic CW signals using GPU computing. We demonstrate a significant increase in computational efficiency by parallelizing the brute-force evaluation of detection statistics without using any computational approximations. Also, we introduce a simple and scalable postprocessing which allows us to formulate a generic semianalytic sensitivity estimate algorithm. These proposals are tested in a minimal all-sky search in data from the third observing run of the LIGO-Virgo-KAGRA Collaboration. The strategies discussed here will become increasingly relevant in the coming years as long-duration signals become a standard observation of future ground-based and space-borne detectors. | ブラインド連続重力波 (CW) 探索は重要な意味を持ちます。 継続時間が長く、振幅が弱いため、計算上の課題が生じます。 関係する信号。 このような問題に対処するために、コミュニティは 通常は特定の CW に合わせて調整されるさまざまなデータ分析戦略 検索。 これにより、今日の広範な環境全体への適用が妨げられます。 潜在的な CW ソースの。 また、彼らの感受性は通常モデル化が困難であり、 したがって、通常は多額のコンピューティング投資が必要になります。 プレゼントします fasttracks、検出統計を評価するための超並列エンジン GPU コンピューティングを使用した一般的な CW 信号。 大幅な増加を示しています ブルートフォース評価を並列化することで計算効率を向上 計算による近似を一切使用せずに検出統計を取得します。 また、私たちは シンプルでスケーラブルな後処理を導入して、 一般的な半分析感度推定アルゴリズム。 これらの提案はテストされています 3回目の観測から得られたデータの最小限の全天探索で、 LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーション。 ここで説明する戦略は次のようになります。 持続時間の長いシグナルが重要になるにつれて、今後数年間でますます関連性が高まります。 将来の地上および宇宙搭載の検出器の標準的な観測。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| A formulation of Einstein's gravitational field equations in four space-time dimensions is presented using generalized differential forms and Cartan's equations for metric geometries. Cartan's structure equations are extended by using generalized metric connections. They are then employed to represent Einstein's field equations and their solutions. When the energy-momentum tensor is zero the generalized connections can be chosen to be flat and different solutions of Einstein's equations can be related by generalizations of the Poincar\'e group. An action for the vacuum field equations is constructed by generalizing the Nieh-Yan three-form. | 4 つの時空におけるアインシュタインの重力場方程式の定式化 次元は一般化された微分形式とカルタンの形式を使用して表現されます。 メートル幾何学の方程式。 カルタンの構造方程式は次のように拡張されます。 一般化されたメトリック接続を使用します。 その後、彼らは代表として採用されます。 アインシュタインの場の方程式とその解。 エネルギー運動量テンソルが ゼロの場合、一般化された接続はフラットで異なるものを選択できます。 アインシュタイン方程式の解は、次の一般化によって関連付けることができます。 ポアンカレのグループ。 真空場方程式の作用は次のように構築されます。 Nieh-Yan の 3 つの形式を一般化します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We demonstrate that the orbital eccentricity in compact binary mergers can be used to improve their sky localization using gravitational wave observations. Existing algorithms that conduct the localizations are not optimized for eccentric sources. We use a semi-Bayesian technique to carry out localizations of simulated sources recovered using a matched-filter search. Through these simulations, we find that if a non-negligible eccentricity is obtained during the detection, an eccentricity-optimized algorithm can significantly improve the localization areas compared to the existing methods. We also lay out the foundation for an eccentric early-warning system using the matched-filter search. The potential impact on the early-warning localization is investigated. We indicate a few possible cases of improvements while accounting for eccentricity toward any detectable eccentric neutron star binaries in the forthcoming observing scenarios of ground-based detectors. Improved localizations can be useful in effectually utilizing the capabilities of the follow-up facilities. | 我々は、コンパクト連星合体における軌道離心率が次のようになり得ることを実証する。 重力波観測を使用して空の位置特定を改善するために使用されます。 ローカリゼーションを実行する既存のアルゴリズムは、 風変わりなソース。 セミベイジアン手法を使用してローカリゼーションを実行します 一致フィルター検索を使用して復元されたシミュレートされたソースの数。 これらを通じて シミュレーションの結果、無視できない離心率が得られると、 検出、偏心最適化アルゴリズムにより大幅に改善可能 既存の方法と比較したローカリゼーション領域。 また、 マッチドフィルターを使用した異常早期警報システムの基礎 検索。 早期警告の位置特定に対する潜在的な影響が調査されます。 を考慮しながら、考えられる改善のケースをいくつか示します。 で検出可能な離心中性子星連星に対する離心率 今後の地上探知機の観測シナリオ。 改善されました ローカリゼーションは、の機能を効果的に利用するのに役立ちます。 フォローアップ施設。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Since last two decades $f(R)$ gravity theory has been extensively used as a serious alternative of general relativity to mimic the effects of dark energy. The theory presents a Yukawa correction to Newtonian gravitational potential, acting as a fifth force of Nature. Generally speaking, this new force is mediated by a scalar field known as scalaron. It affects orbital dynamics of test bodies around a central mass. When the scalaron becomes massive $f(R)$ gravity reduces to Newtonian theory in the weak field limit. In this paper we investigate scalaron mass in the solar system through existing measurements of perihelion shift of planets, Cassini's measurement of the Parametrized Post Newtonian parameter and measurement of the Brans-Dicke coupling constant. The scalaron mass is constrained in the range ($9.29\times 10^{-18}-5.64\times 10^{-16}$) eV. Our results are consistent with existing constraints on the theory arising from the environment of the Galactic Center black hole and binary pulsar systems. Scalarons realized in the solar system are reproduced in the radiation era (($0.88-53.89$) sec) of the universe with a time varying scalaron mass. | 過去 20 年間以来、 $f(R)$ 重力理論は、 暗黒エネルギーの影響を模倣する一般相対性理論の重大な代替案。 この理論は、ニュートン重力ポテンシャルに対する湯川補正を示しています。 自然の第五の力として機能します。 一般的に言えば、この新しい勢力は スカラロンとして知られるスカラー場によって媒介されます。 それは軌道力学に影響を与えます 中心塊の周りの試験体。 スカラロンが巨大化するとき $f(R)$ 重力は弱い場の限界ではニュートン理論に還元されます。 本稿では、 既存の測定を通じて太陽系のスカラロン質量を調査する 惑星の近日点移動、カッシーニによるパラメータ化されたポストの測定 ニュートン パラメーターとブランズ ディッケ結合定数の測定。 の スカラロンの質量は ($9.29\times 10^{-18}-5.64\times) の範囲に制限されます。 10^{-16}$) eV。 私たちの結果は、 銀河中心ブラックホールの環境から生じる理論と バイナリパルサーシステム。 太陽系で実現したスカラロンを再現 時間とともに変化する宇宙の放射時代 (($0.88-53.89$) 秒) スカラロンの塊。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In this work, we explore the influence of nonlinear electrodynamics (NED) on the quasi-periodic oscillations (QPOs) of a magnetic charged black hole by analyzing the motion of test particles and their epicyclic frequencies. Starting from the effective potential, angular momentum, and energy of circular orbits, we examine how the NED parameter b alters the orbital dynamics. We find that as b increases, the system transitions smoothly from the RN regime towards the Schwarzschild profile, with observable changes in the innermost stable circular orbit (ISCO) and Keplerian frequencies. We further investigate the variation in the radii of QPOs with respect to the NED parameter b by employing the RP, WD, and ER models. We also perform Markov Chain Monte Carlo (MCMC) analysis using observational QPO data from a diverse set of black hole sources spanning stellar-mass, intermediate-mass, and supermassive regimes. The MCMC results yield consistent constraints on the parameter b across all mass regimes, indicating that NED effects leave a distinguishable signature on the QPO structure of a charged black hole. | この研究では、非線形電気力学 (NED) の影響を調査します。 磁性を帯びたブラックホールの準周期振動（QPO） テスト粒子の運動とその周転周波数を分析します。 有効ポテンシャル、角運動量、円周エネルギーから出発 軌道では、NED パラメータ b が軌道力学をどのように変化させるかを調べます。 私たちは見つけます b が増加すると、システムは RN 体制から RN 体制にスムーズに移行します。 シュヴァルツシルトのプロファイル、最も内側の安定した部分に観察可能な変化が見られる 円軌道 (ISCO) とケプラー周波数。 さらに調査してみると、 NED パラメータ b に対する QPO の半径の変化 RP、WD、ER モデル。 マルコフ連鎖モンテカルロ (MCMC) も実行します。 多様なブラック ホール ソースからの観測 QPO データを使用した分析 恒星質量、中間質量、および超大質量領域にまたがる。 MCMC 結果は、すべての質量にわたってパラメータ b に対する一貫した制約をもたらします。 NED の影響が、地域に識別可能な痕跡を残していることを示しています。 帯電ブラックホールの QPO 構造。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We show that a vector field non-minimally coupled to gravity reproduces the dynamics of an Einstein cluster. Our results suggest a vectorial nature for dark matter. | 重力と最小限に結合していないベクトル場が、 アインシュタインクラスターのダイナミクス。 私たちの結果は、次のようなベクトルの性質を示唆しています。 暗黒物質。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We investigate the impact of spacetime non-commutativity on the tidal deformability of compact objects and explore the feasibility of detecting non-commutative (NC) effects through gravitational wave (GW) observations. We considered NC modifications to spacetime geometry based on de Sitter gauge theory of gravity and calculate their impact on tidal deformability. While several types of compact objects have been proposed as candidates for probing spacetime non-commutativity, particularly at the horizon scales, our study showed analytically that, for compact objects with non-singular metric at their surface (such as neutron stars and boson stars), the NC correction to their tidal deformability converge to a finite value at the black-hole-compactness limit, eliminating infinite enhancement at the horizon scales. We then compute the NC corrections for neutron stars and boson stars, considering several different models, and analyze their imprints on the GW signals. By comparing the results, we assess the scale of NC effects across different compactness regimes and discuss the conditions under which these NC effects can be amplified. While our findings suggest that the leading-order NC correction dominates the tidal deformability of a compact object near the black-hole-compactness limit, we demonstrate that neutron stars and boson stars are not viable candidates to constrain spacetime non-commutativity, while relying on the tidal deformability through GW observations. | 時空の非可換性が潮汐に及ぼす影響を調査します コンパクトな物体の変形可能性を調べ、検出の実現可能性を探る 重力波 (GW) 観測による非可換 (NC) 効果。 私たちは デ・ジッターゲージに基づいて時空幾何学に対するNC修正を検討 重力理論を解析し、潮汐変形能への影響を計算します。 その間 いくつかのタイプのコンパクトオブジェクトがプローブの候補として提案されています 時空の非可換性、特に地平線スケールでの私たちの研究 非特異計量を持つコンパクトなオブジェクトの場合、 表面 (中性子星やボソン星など) の NC 補正 潮汐変形能はブラックホールのコンパクトさで有限の値に収束する 限界を設定し、地平線スケールでの無限の強化を排除します。 次に計算します いくつかの点を考慮した中性子星とボソン星の NC 補正 さまざまなモデルを分析し、GW 信号への影響を分析します。 比較することで その結果、さまざまなコンパクトさにわたる NC 効果の規模を評価します。 これらの NC 効果が発生する条件について議論します。 増幅された。 私たちの調査結果は、主要な次数の NC 補正が 近くのコンパクトな物体の潮汐変形能を支配します。 ブラックホールのコンパクトさの限界により、中性子星とボソン星が存在することを証明します。 時空の非可換性を制約する有力な候補ではありませんが、 GW観測による潮汐変形能に依存する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Rotating black holes are prevalent in astrophysical observations, and a Kerr-like solution that incorporates quantum gravity effects is essential for constructing realistic models. In this work, we analyze the geodesic motion of massive particles in a Kerr-like polymer spacetime, incorporating quantum corrections via a parameter $A_\lambda$. We demonstrate that increasing $A_\lambda$ allows for additional orbital evolution in extreme mass ratio inspiral (EMRI) systems before merging. Our results show that the radii, energy, and angular momentum of both the innermost stable circular orbit (ISCO) and marginal circular orbit (MCO) decrease as $A_\lambda$ increases. Furthermore, when the primary object becomes a wormhole, both prograde ISCO and MCO can intersect the transition surface at the wormhole throat and vanish as $A_\lambda$ grows. Additionally, we find that the eccentricity of periodic geodesic motion decreases monotonically with increasing $A_\lambda$. Finally, we explore the variation of the rational number that characterizes periodic motion and highlight the influence of the quantum parameter on different types of periodic orbits, classified by a set of integers associated with the rational number. This work contributes to the understanding of quantum gravity effects and offers potential observational signatures, particularly in the study of EMRIs. | 回転ブラック ホールは天体物理観測でよく見られます。 量子重力効果を組み込んだカーのようなソリューションは、 現実的なモデルを構築します。 この研究では、次の測地線運動を分析します。 量子を組み込んだカー様ポリマー時空内の巨大粒子 パラメータ $A_\lambda$ による修正。 増加することを実証します $A_\lambda$ により、極端な質量比での追加の軌道進化が可能になります 統合前の吸気 (EMRI) システム。 私たちの結果は、半径、 最内安定円軌道 (ISCO) の両方のエネルギーと角運動量 $A_\lambda$ が増加すると、周縁円軌道 (MCO) が減少します。 さらに、主要な天体がワームホールになると、ISCO と MCO はワームホール スロートで遷移表面と交差し、消滅する可能性があります。 $A_\lambda$ は成長します。 さらに、周期的な離心率が 測地線運動は $A_\lambda$ の増加とともに単調減少します。 ついに、 周期性を特徴づける有理数の変化を探ります 動きを観察し、さまざまなタイプに対する量子パラメータの影響を強調表示します。 に関連付けられた一連の整数によって分類された周期軌道。 有理数。 この研究は量子重力の理解に貢献します 特に、 EMRIの研究。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The subject of this article is the structure of big bang singularities in spatially homogeneous solutions to the Einstein non-linear scalar field equations. In particular, we focus on Bianchi class A; i.e., developments arising from left invariant initial data on unimodular $3$-dimensional Lie groups. We prove that solutions are either vacuum or matter dominated, depending on whether the limit of an expansion normalised normal derivative of the scalar field is zero or not, respectively. The main result concerning the asymptotics in the direction of the singularity is, essentially, that solutions induce data on the singularity, with two exceptions: vacuum dominated Bianchi type VIII and IX without additional symmetries (they are neither isotropic nor locally rotationally symmetric) exhibit BKL-type oscillations. Disregarding the exceptions, there is in fact a bijection between initial data on the singularity and developments. Initial data on the singularity thus play a central role in the analysis; they both parameterise developments and give optimal asymptotic information. However, the main point of the article is to prove that the set of isometry classes of initial data on the singularity (of a fixed Bianchi type and symmetry (such as isotropy, local rotational symmetry etc.)) has a smooth structure; that the set of isometry classes of developments (similarly restricted) has a smooth structure which fits together with the natural smooth structure of isometry classes of regular initial data with fixed mean curvature; and that the Einstein flow generates a diffeomorphism between the two sets. However, the article contains substantial additional information, such as, e.g., the construction of a large class of spatially locally homogeneous solutions that can be demonstrated to be globally non-linearly stable (in the absence of symmetries) both to the future and to the past. | この記事の主題は、ビッグバン特異点の構造です。 アインシュタイン非線形スカラー場の空間的に均一な解 方程式。 特に、ビアンキ クラス A に焦点を当てています。 つまり発展 単モジュール$3$次元嘘上の左不変初期データから生じる グループ。 私たちは、溶液が真空か物質によって支配されることを証明します。 展開の極限が正規化された正規導関数かどうかに応じて、 スカラーフィールドはそれぞれゼロかゼロではありません。 に関する主な結果は、 特異点の方向への漸近とは、本質的には、 2 つの例外を除いて、特異点に関するデータを誘導します: 真空支配のビアンキ 追加の対称性のないタイプ VIII および IX (それらは等方性でも、 局所的に回転対称）は BKL タイプの振動を示します。 を無視して、 例外として、実際には、初期データ間に全単射が存在します。 特異点と発展。 したがって、特異点の初期データは、 分析における中心的な役割。 それらは両方とも開発をパラメータ化し、 最適な漸近情報。 ただし、この記事の要点は、 (特異点の) 初期データのアイソメトリ クラスのセットを証明する 固定ビアンキ タイプと対称性 (等方性、ローカル回転対称性など) など））滑らかな構造を持っています。 開発のアイソメ図クラスのセット （同様に制限されています）は、滑らかな構造を持ち、 固定された通常の初期データのアイソメトリ クラスの自然で滑らかな構造 平均曲率。 そして、アインシュタインの流れは、次の間の微分同相写像を生成します。 2つのセット。 ただし、この記事には重要な追加情報が含まれており、 たとえば、空間的に局所的に大規模なクラスの構築など 大域的に非線形であることが実証できる均一な解 (対称性がない場合) 未来と過去の両方に対して安定しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Analogue models of black holes typically have collective excitations with a dispersion relation that breaks the effective Lorentz symmetry at high energy. We investigate the consequences of such Lorentz violations on the quasinormal modes (QNMs) of the system, that is, the modes of energy dissipation. The model involves low frequency capillary-gravity waves (whose dispersion relation can be adjusted between sub- and superluminal modifications) around a draining vortex, which mimics a rotating black hole spacetime. For a subluminal/superluminal modification, the frequency and decay rate of co-rotating modes can be reduced/increased substantially, whilst counter-rotating modes are barely affected. A further consequence of the superluminal modification is that there are no corotating QNMs above a critical rotation and no counter-rotating ones below a critical rotation for strong enough Lorentz violations. | ブラック ホールのアナログ モデルは通常、次のような集団励起を持ちます。 高エネルギーで有効なローレンツ対称性を破る分散関係。 我々は、準正規に対するこのようなローレンツ違反の影響を調査します。 システムのモード (QNM)、つまりエネルギー散逸モード。 モデル 低周波毛細管重力波 (その分散関係は次のようになります) が含まれます。 ドレナージ周囲のサブルーメンとスーパールーメンの間で調整可能) 回転するブラック ホール時空を模倣する渦。 のために サブルーナル/スーパールーミナの変更、周波数と減衰率 共回転モードは大幅に増減できますが、 逆回転モードはほとんど影響を受けません。 さらなる結果として、 超光速修正とは、臨界値を超えると共回転する QNM が存在しないことです。 回転が強く、臨界回転以下では逆回転はありません。 ローレンツ違反は十分です。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Recently, an exact black hole solution in non-minimal Einstein-Yang-Mills theory was obtained, and its quasinormal modes were subsequently analyzed using the JWKB approximation \cite{Gogoi:2024vcx}. However, we demonstrate that this analysis lacks sufficient accuracy when studying modes with $\ell \leq n$, where $\ell$ is the multipole number and $n$ is the overtone number. To address this, we compute the quasinormal frequencies using the precise Leaver method. Our results show that while the fundamental mode deviates only slightly from the Schwarzschild value, the first few overtones exhibit significantly larger deviations, with the discrepancy growing rapidly with the overtone number. Moreover, beginning with the second overtone, we observe a striking phenomenon: the real part of the frequency tends to zero quickly as the non-minimal coupling constant increases. This combination of spectral stability in the fundamental mode and high sensitivity of the overtones suggests that the Yang-Mills contribution primarily deforms the metric in the near-horizon region, while the geometry quickly transitions back to a Schwarzschild-like form at larger radii. In addition, we compute the grey-body factors and confirm that they represent a more stable characteristic of the geometry, exhibiting a correspondence with quasinormal modes already at the first multipole. The Yang-Mills coupling enhances the grey-body factors, further increasing the transmission probability. | 最近、非極小アインシュタイン・ヤン・ミルズにおける正確なブラックホール解が発見されました。 理論が得られ、その後、その準正規モードが次の方法で解析されました。 JWKB 近似 \cite{Gogoi:2024vcx}。 ただし、これが $\ell \leq n$ を使用してモードを研究する場合、解析は十分な精度に欠けます。 ここで、$\ell$ は多極数、$n$ は倍音数です。 宛先 この場合、正確な Leaver 法を使用して準正規周波数を計算します。 私たちの結果は、基本モードはわずかに逸脱しているものの、 シュヴァルツシルト値、最初のいくつかの倍音が大幅に大きくなります 偏差があり、倍音数が増加するにつれて不一致が急速に増大します。 さらに、第 2 倍音から始まると、顕著な現象が観察されます。 周波数の実数部は、非最小値であるためすぐにゼロになる傾向があります。 結合定数が増加します。 このスペクトル安定性の組み合わせは、 基本モードと倍音の感度の高さは、 Yang-Mills の寄与は主に地平線に近い距離で計量を変形させます。 一方、ジオメトリはすぐにシュヴァルツシルトのような領域に戻ります。 より大きな半径で形成されます。 さらに、グレーボディ係数を計算して確認します。 それらはジオメトリのより安定した特性を表しており、 最初の多極子ですでに準正規モードと対応しています。 の Yang-Mills カップリングはグレーボディ因子を強化し、さらに増加させます。 伝達確率。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We investigate primordial black holes (PBHs) formed from extremely large amplitudes of primordial curvature fluctuations, classified as type II. Type II fluctuations differ from type I by the presence of a stationary point on the initial time slice, when we see the areal radius as a function of the radial coordinate. Starting from these type II perturbations to form black holes, the nonlinear evolution governed by the Einstein equations generally results in two distinct types, A and B, of horizon configurations, respectively characterized by the absence and presence of a bifurcating trapping horizon where past and future trapping horizons meet. In this paper, we use the Lemaitre-Tolman-Bondi solution to show that type I/II and type A/B classifications are equivalent for a spherically symmetric dust fluid system, regardless of the fluctuation profile. However, this equivalence does not generally hold in the presence of pressure. | 非常に大きな粒子から形成される原始ブラックホール (PBH) を調査します。 原始曲率変動の振幅。 タイプ II として分類されます。 タイプⅡ 変動は、上に静止点が存在する点でタイプ I と異なります。 半径の関数として面積半径を見たときの最初のタイム スライス 座標。 これらのタイプ II 摂動から始まり、ブラック ホールが形成されます。 アインシュタイン方程式によって支配される非線形進化では、一般に次の 2 つの結果が得られます。 それぞれ特徴づけられるホライズン構成の異なるタイプ A と B 過去と過去が分岐する閉じ込め地平線の不在と存在によって 未来の罠の地平が出会う。 この論文では、Lemaitre-Tolman-Bondi を使用します。 タイプ I/II とタイプ A/B の分類が同等であることを示すソリューション 変動に関係なく、球対称な粉塵流体システム プロフィール。 ただし、この等価性は一般に、次のものが存在する場合には当てはまりません。 プレッシャー。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Flux quantization of the C-field in 11d supergravity is arguably necessary for the (UV-)completion of the theory, in that it determines the torsion charges carried by small numbers of M-branes. However, hypotheses about C-field flux-quantization ("models of the C-field") have previously been discussed only in the bosonic sector of 11d supergravity and ignoring the supergravity equations of motion. Here we highlight a duality-symmetric formulation of on-shell 11d supergravity on superspace, observe that this naturally lends itself to completion of the theory by flux quantization, and indeed that 11d super-spacetimes are put on-shell by carrying quantizable duality-symmetric super-C-field flux; the proof of which we present in detail. | 11d超重力におけるCフィールドの磁束量子化はおそらく必要である ねじれを決定するという点で、理論の（UV）完成のために 少数の M ブレーンによって電荷が運ばれます。 ただし、C フィールドに関する仮説 磁束量子化 (「C フィールドのモデル」) は以前にのみ議論されてきました。 11次元超重力のボソンセクターで超重力を無視 運動方程式。 ここでは、次の双対性対称定式化を強調します。 超空間上のシェル 11 次元超重力、これが自然に役立つことを観察してください。 磁束量子化による理論自体の完成、そして実際その 11d 超時空は、量子化可能な双対性対称性を保持することによってシェル上に置かれます。 スーパー C フィールド磁束。 その証拠を詳しく紹介します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| This study investigates the formation of type II primordial black holes (PBHs) resulting from extremely large amplitudes of initial fluctuations in a radiation-dominated universe. We find that, for a sufficiently large initial amplitude, the configuration of trapping horizons shows characteristic structure due to the existence of bifurcating trapping horizons. We call this type of configuration of the trapping horizons type II-B PBH, while the structure without a bifurcating trapping horizon type II-A PBH. In Ref. [1], in the dust-dominated universe, the type B PBH can be realized by the type II initial fluctuation, which is characterized by a non-monotonic areal radius as a function of the radial coordinate (throat structure) in contrast with the standard case, type A PBH with a monotonic areal radius (type I fluctuation). Our research reveals that a type II fluctuation does not necessarily result in a type B PBH in the radiation-dominated case. We also find that for an initial amplitude well above the threshold value, the resulting PBH mass may either increase or decrease with the initial amplitude, depending on its specific profile rather than its fluctuation type. | この研究はタイプ II 原始ブラックホールの形成を調査します。 (PBH) 初期変動の非常に大きな振幅から生じる 放射線が支配する宇宙。 十分に大きな初期値の場合、 振幅、トラップホライズンの構成は特徴を示します 分岐したトラップ層の存在による構造。 これを私たちは呼んでいます トラッピング ホライズン タイプ II-B PBH の構成タイプ、 分岐トラップホライズンタイプ II-A PBH のない構造。 参照では。 [1]、で 塵が支配的な宇宙では、タイプ B の PBH はタイプ II によって実現できます。 初期変動は、次のような非単調な面積半径によって特徴付けられます。 とは対照的に、動径座標 (喉の構造) の関数。 標準ケース、単調面積半径を持つタイプ A PBH (タイプ I 変動)。 私たちの研究では、タイプ II の変動が必ずしも次のような結果をもたらすわけではないことを明らかにしています。 放射線が支配的な場合のタイプB PBH。 また、初期の 振幅がしきい値を大きく上回る場合、結果として生じる PBH 質量は次のいずれかの可能性があります。 特定の条件に応じて、初期振幅に応じて増加または減少します。 変動タイプではなくプロファイル。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In $f(R)$ gravity, the scalaron$\unicode{x2014}$a scalar degree of freedom arising from modification of General Relativity$\unicode{x2014}$could account for all dark matter if its mass lies in the meV$\unicode{x2013}$MeV range. In this work, we revisit the scalaron's interactions with Standard Model particles, assuming their minimal coupling to gravity. In particular, we refine the scalaron decay rate into photons. Assuming the scalaron constitutes all of dark matter, we calculate the average cosmological background radiation produced by these decays. We also estimate the contribution of primordial thermal scalarons to the present dark matter density and find it to be negligible. This supports the original scenario in which the scalaron dark matter behaves as a coherently oscillating field. | $f(R)$ 重力では、scalaron$\unicode{x2014}$a スカラー自由度 一般相対性理論$\unicode{x2014}$could アカウントの修正から生じる 質量が meV$\unicode{x2013}$MeV 範囲内にあるすべての暗黒物質。 で この作業では、スカラロンと標準モデルの相互作用を再検討します。 重力との結合が最小限であると仮定した粒子。 特に磨き上げているのは、 スカラロンの光子への崩壊速度。 スカラロンがすべてを構成すると仮定すると、 暗黒物質、平均宇宙背景放射を計算します。 これらの崩壊によって生成されます。 また、原始的な寄与も推定します。 熱スカラロンを現在の暗黒物質密度に当てはめると、次のようになります。 無視できるほど。 これは、スカラロンがダークになるという元のシナリオをサポートします。 物質はコヒーレントに振動する場として振る舞います。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We develop a relativistic framework of integral quantization applied to the motion of spinless particles in the four-dimensional Minkowski spacetime. The proposed scheme is based on coherent states generated by the action of the Heisenberg-Weyl group and has been motivated by the Hamiltonian description of the geodesic motion in General Relativity. We believe that this formulation should also allow for a generalization to the motion of test particles in curved spacetimes. A key element in our construction is the use of suitably defined positive operator-valued measures. We show that this approach can be used to quantize the one-dimensional nonrelativistic harmonic oscillator, recovering the standard Hamiltonian as obtained by the canonical quantization. A direct application of our model, including a computation of transition amplitudes between states characterized by fixed positions and momenta, is postponed to a forthcoming article. | 我々は、積分量子化に適用される相対論的フレームワークを開発します。 4次元ミンコフスキー時空における無スピン粒子の運動。 の 提案されたスキームは、 ハイゼンベルク・ワイル群であり、ハミルトニアンの記述によって動機付けられています。 一般相対性理論における測地線運動。 私たちはこの定式化が また、テスト粒子の動きを一般化できるようにする必要があります。 曲がった時空。 私たちの構築における重要な要素は、適切に使用することです。 定義された正の演算子値メジャー。 このアプローチが可能であることを示します。 一次元の非相対論的調和振動子を量子化するために使用され、 正準量子化によって得られた標準ハミルトニアンを回復します。 遷移の計算を含むモデルの直接適用 固定位置と運動量によって特徴付けられる状態間の振幅は、 今後の記事に延期されました。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Gravitational lensing is a universal phenomenon: it affects both gravitational waves (GWs) and electromagnetic signals travelling through the gravitational field of a massive object. In this work, we explore the prospects of observing lensed GW signals from the mergers of massive black holes, lensed by dark matter halos composed of Fuzzy Dark Matter (FDM), which form dense cores known as solitons. We focus on wave optics phenomena, where frequency-dependent signatures can be observed in the weak lensing regime (i.e. single-image). Our results show that lensing diffraction signatures differ for low-mass halos in FDM, and can reveal the presence of a solitonic core. Furthermore, we demonstrate that FDM and cold dark matter profiles can be distinguished in GW signals from binary massive black hole mergers, which will be observed by the Laser Interferometer Space Antenna (LISA) mission. However, the dense solitonic core does not substantially enhance the detectability of FDM halos at large source-lens offsets, relative to standard cold dark matter. Our analysis confirms FDM halos as a promising signature of dark matter on GW observations | 重力レンズは普遍的な現象であり、両方に影響を与えます。 重力波 (GW) と地球を通過する電磁信号 巨大な物体の重力場。 この取り組みでは、その展望を探ります。 巨大なブラックホールの合体からのレンズ化されたGW信号の観測、レンズ化 ファジーダークマター（FDM）で構成されたダークマターハローにより、高密度を形成します。 ソリトンとして知られるコア。 私たちは波動光学現象に焦点を当てています。 周波数依存の特徴は、弱いレンズ領域（すなわち、 単一画像)。 私たちの結果は、レンズの回折シグネチャが次の場合と異なることを示しています。 FDM では低質量ハローが観察され、孤立核の存在が明らかになります。 さらに、FDM と冷暗黒物質のプロファイルが GW信号では連星大規模ブラックホール合体から区別される。 レーザー干渉計宇宙アンテナ (LISA) ミッションによって観測される可能性があります。 しかし、 高密度のソリトニックコアは、検出可能性を実質的に向上させない。 標準的な冷たい暗黒物質と比較して、光源とレンズのオフセットが大きい場合の FDM ハロー。 私たちの分析により、FDMハローがGWの暗黒物質の有望な兆候であることが確認されました 観察 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| When a neutron star (NS) intercepts gas from a non-degenerate star, e.g., in a tidal disruption event, a common-envelope phase, or the collapsing core of a massive star, photons become trapped in the hot flow around the NS. This gas forms a radiatively inefficient accretion flow (RIAF) until the density and temperature close to the NS surface grow large enough for binding energy to be converted to neutrinos. Here we present three-dimensional, general-relativistic, magnetohydrodynamic simulations of accretion onto a non-rotating, unmagnetized NS. These connect, for the first time, an extended accretion disk with a self-consistent hydrostatic atmosphere around the star. The impact of different seed magnetic fields and accretion rates is studied by approximating the radiation-pressure dominated flow as an ideal gas with an adiabatic index of $4/3$, coupled to a variable neutrino emissivity. At low accretion rates, the hydrostatic atmosphere shows slow rotation and weak magnetization, transitioning to an outer RIAF structure. A toroidal magnetic field mediates the inward flow of energy and angular momentum through the atmosphere, which reaches a steady state when neutrino emission balances the accretion power. We develop a one-dimensional analytical model connecting these results with more general initial conditions and describing the main features of the flow. Our results have implications for the spin and mass evolution of hypercritically accreting NSs. | 中性子星（NS）が非縮退星からのガスを遮断するとき、たとえば、 潮汐破壊現象、共通包絡線相、または核の崩壊 大質量星により、光子は NS の周りの熱い流れに閉じ込められます。 このガス 密度が一定になるまで放射効率の悪い降着流 (RIAF) を形成し、 NS 表面に近い温度は結合エネルギーが十分に大きくなる ニュートリノに変換されます。 ここでは三次元で紹介しますが、 地球上への降着の一般相対論的磁気流体力学的シミュレーション 非回転、非磁性の NS。 これらにより、初めて拡張されたネットワークが接続されます。 星の周りに自己一貫した静水圧大気を持つ降着円盤。 さまざまなシード磁場と降着速度の影響は、次のように研究されています。 放射圧支配の流れを理想気体として近似します。 可変ニュートリノ放射率と組み合わせた $4/3$ の断熱指数。 低いとき 降着速度、静水圧大気は遅い回転と弱いことを示します。 磁化、外部 RIAF 構造への移行。 トロイダル磁石 場は、エネルギーと角運動量の内向きの流れを媒介します。 ニュートリノの放出がバランスをとったときに定常状態に達する大気。 付着力。 これらを接続した一次元解析モデルを開発します。 より一般的な初期条件を使用した結果と主な特徴の説明 流れの。 私たちの結果は、スピンと質量の進化に影響を与えます。 超臨界的に増加するNS。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In this work, we investigate the gravitational wave emission from the periodic orbital motion of a test particle around two specific types of black holes in Einstein-\AE{}ther theory, a modified gravity that locally breaks Lorentz symmetry while remaining consistent with theoretical and observational constraints through a careful selection of its four coupling constants $c_i$. Focusing on the impact of the \ae{}ther field, we examine the properties of periodic orbits, which are characterized by a set of three topological integers $(z, w, v)$ that uniquely classify their trajectories. We then calculate the gravitational waveforms generated by these periodic orbits, identifying potential observational signatures. Our analysis reveals a direct connection between the zoom-whirl orbital behavior of the small compact object and the gravitational waveforms it emits: higher zoom numbers lead to increasingly intricate waveform substructures. Moreover, the presence of the \ae{}ther field introduces significant modifications to these waveforms, imprinting measurable deviations that could be potentially tested or constrained by future space-based gravitational wave detectors. | この研究では、地球からの重力波の放出を調査します。 2 つの特定のタイプの黒色の周りのテスト粒子の周期的な軌道運動 アインシュタイン \AE 理論の穴、局所的に壊れる修正重力 理論的および観察的との一貫性を保ちながらローレンツ対称性を実現 4 つの結合定数 $c_i$ を慎重に選択することで制約を実現します。 他のフィールドの影響に焦点を当てて、次のプロパティを調べます。 {} 3 つの位相整数のセットによって特徴付けられる周期軌道 $(z, w, v)$ は軌道を一意に分類します。 次に、 これらの周期的な軌道によって生成される重力波形、 潜在的な観察痕跡。 私たちの分析により、直接的な関係が明らかになりました 小型コンパクト天体のズーム旋回軌道挙動と それが発する重力波形: ズーム数値が大きいほど、 複雑な波形の基礎構造。 さらに、 \aether フィールドの存在 これらの波形に大幅な変更を加え、測定可能なデータを刷り込みます。 潜在的にテストされるか、将来的に制約される可能性のある逸脱 宇宙ベースの重力波検出器。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| In this work, based on the $3+1$ decomposition in [23, 32], we present a fully exterior calculus breakdown of spacetime and Einstein's equations. Links to the orthonormal frame approach [37] are drawn to help understand the variables in this context. Two formulations are derived, discretised and tested using the exterior calculus discrete de Rham complex [12], and some discrete quantities are shown to be conserved in one of the cases. | この研究では、[23, 32] の $3+1$ 分解に基づいて、 時空とアインシュタイン方程式の完全に外部の微積分分解。 リンク 正規直交フレームアプローチ [37] は、 このコンテキストでは変数。 2 つの定式化が導出され、離散化され、テストされます 外部計算離散 de Rham 複素数 [12] といくつかの離散計算を使用します。 量はいずれかの場合に保存されることが示されています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We perform the thermodynamic analysis of a charged Horndeski black hole (CHB) with mass $m$ and charge $q$ obtained from the Einstein-Horndeski-Maxwell theory. There are two solution branches: one is for the CHB and the other is for the naked singularity (NS). Thermodynamic behavior for the CHB is similar to that for the Reissner-Nordstr\"{o}m black hole but its Helmholtz free energy is always positive. If the NS point is included as an extremal point, then the Helmholtz free energy is always negative, implying that the globally stable region is achieved anywhere. For the NS, its temperature has a maximum point, its heat capacity remains negative without having Davies point, and its free energy decreases without limitation as the charge $q$ increases. | 荷電ホーンデスキ ブラック ホール (CHB) の熱力学解析を実行します。 アインシュタイン・ホーンデスキ・マクスウェルから得られた質量 $m$ と電荷 $q$ 理論。 ソリューションには 2 つの分岐があります。 1 つは CHB 用で、もう 1 つは CHB 用です。 裸の特異点 (NS) の場合。 CHB の熱力学的挙動は同様です ライスナー・ノルドシュトル{o}m ブラックホールのヘルムホルツ自由エネルギーの場合と同様 常にポジティブです。 NS 点が極点として含まれる場合、 ヘルムホルツの自由エネルギーは常に負であり、地球規模で安定していることを意味します。 地域はどこでも実現できます。 NSの場合、温度には極大点があり、 その熱容量はデイビス点を持たずに負のままであり、自由です。 電荷 $q$ が増加すると、エネルギーは際限なく減少します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The sound horizon-independent $H_0$ extracted by using galaxy clustering surveys data through, e.g., EFTofLSS or ShapeFit analyses, is considered to have the potential to constrain the early new physics responsible for solving the Hubble tension. Recent observations, e.g. DESI, have shown that the sound horizon-independent measurement of $H_0$ is consistent with $\Lambda$CDM. In this work, we clarify some potential misuses and misinterpretations in these analyses. On the one hand, imposing some prior from other cosmological probes is often used to strengthen the constraints on the results, however, these priors are usually derived using the assumption of $\Lambda$CDM, it is not suitable to apply these so-called $\Lambda$CDM priors (e.g., the $n_s$ prior from CMB), which would bias the results, to early new physics because these early new physics are usually accompanied by shifts of the $\Lambda$CDM parameters. On the other hand, the constraints on $H_0$ in the sound horizon-independent EFTofLSS analysis arise from not only the shape of the power spectrum ($k_\text{eq}$-based $H_0$), but also the overall amplitude (when combined with CMB lensing observations) and the relative amplitudes of the BAO wiggles, thus besides $k_\text{eq}$ other information may also play a role in constraining $H_0$. We also make forecasts for an Euclid-like survey, which suggest that ongoing observations will also have difficulty constraining early new physics. | 銀河クラスタリングを用いて抽出された音の地平線に依存しない$H_0$ EFTofLSS や ShapeFit 分析などを通じてデータを調査することは、次のように考えられます。 解決を担う初期の新しい物理学を制約する可能性がある ハッブル緊張。 最近の観察、例: DESI は、サウンドが $H_0$ の水平線に依存しない測定は $\Lambda$CDM と一致します。 で この研究では、これらの潜在的な誤用と誤解を明らかにします。 分析。 一方で、他の宇宙論的探査機からのいくつかの事前情報を課す 結果に対する制約を強化するためによく使用されますが、これらは 通常、事前分布は $\Lambda$CDM の仮定を使用して導出されますが、そうではありません。 これらのいわゆる $\Lambda$CDM 事前分布 ($n_s$ 事前分布など) を適用するのに適しています。 CMB から）、初期の新しい物理学に結果を偏らせることになります。 初期の新しい物理学には、通常、$\Lambda$CDM のシフトが伴います。 パラメータ。 一方、サウンド内の $H_0$ の制約は、 地平線に依存しない EFTofLSS 解析は、単に地平線の形状だけではなく、 パワースペクトル ($k_\text{eq}$ ベースの $H_0$) だけでなく、全体の振幅も (CMB レンズ観察と組み合わせた場合) と相対振幅 BAO は小刻みに動くため、$k_\text{eq}$ 以外にも他の情報も再生される可能性があります。 $H_0$ を制限する役割。 また、Euclid に似た調査の予測も行います。 これは、継続的な観測でも抑制することが困難であることを示唆しています 初期の新しい物理学。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We obtain a newly charged black hole with magnetic charge $q$ and coupling constant $\mu$ from the Einstein-nonlinear electrodynamics theory inspired by quasi-topological terms. We perform the shadow and geometric scattering analysis of this black hole. For $\mu=0.01$, we have four solution branches labelled by $2\pm$, 3, and 4 of the horizon, while there exists a single branch labelled by 2 for $\mu=0.1$. There is the naked singularity (NS) arisen from the magnetic charge extension of the photon spheres for the 3 and 4-branches. In case of $q<1$, shadow radii of the $2$-branch with $\mu$=0.01 and 0.1 are the same as that of the Reissner-Nordstr\"om black hole, while the 3-NS branch of $q>1$ is constrained by the EHT observation. The geometric scattering analysis is performed to understand the peculiar forms of the critical impact factors. | 磁荷$q$とカップリングを持った新たに帯電したブラックホールを得る アインシュタイン非線形電気力学理論からの定数 $\mu$ からインスピレーションを得たもの 準トポロジカルな用語。 影と幾何学的な散乱を実行します このブラックホールの解析です。 $\mu=0.01$ の場合、4 つの解分岐があります。 水平線の $2\pm$、3、および 4 でラベル付けされますが、単一の分岐が存在します。 $\mu=0.1$ の場合は 2 でラベル付けされます。 から生じる裸の特異点（NS）があります。 3 分岐と 4 分岐の光子球の磁荷の拡張。 $q<1$の場合、$\mu$=0.01と0.1の$2$分岐の影半径は次のようになります。 Reissner-Nordstr\"om ブラック ホールのブラック ホールと同じですが、3-NS 分岐 $q>1$ は EHT 観測によって制約されます。 幾何学的な散乱 重大な影響の特有の形態を理解するために分析が実行されます 要因。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The dynamics of near-BPS black holes are governed by the breaking of the conformal symmetry that emerges near their horizons. Using the classification of superconformal symmetries, we systematically classify and quantize all effective theories that can arise in the near-BPS limit of black holes. Using these results, we argue, under certain physical assumptions, that BPS black holes cannot preserve more than four supercharges. This conclusion is consistent with existing constructions in string theory. | BPS に近いブラック ホールのダイナミクスは、ブラック ホールの破壊によって支配されます。 地平線近くに現れる共形対称性。 分類の使用 超共形対称性を体系的に分類し、すべてを量子化します。 ブラックホールのBPS限界近くで生じる可能性のある有効な理論。 使用する これらの結果から、特定の物理的仮定の下では、BPS は黒であると私たちは主張します。 ホールは 4 つを超えるスーパーチャージを保持できません。 この結論は、 弦理論の既存の構造と一致します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Observations reveal that magnetic fields on neutron stars (NSs) are in the range of $10^{8-15}$ G. Apart from being celestial bodies, NSs are normally rotating. In this work, we study the impact of a chaotic magnetic field on the physical properties of the rotating NSs. i.e. mass, radius, Kepler frequency, and moment of inertia. We employ an equation of state (EOS) of NSs with the relativistic mean-field (RMF) model. Hartle-Thorne formalism as an approximation of the rotating NSs is utilized. We find that the magnetic field can decrease radius of NS. NSs formed with magnetic field exhibit a lower maximum mass compared to those without magnetic field. In contrast, the increment of the magnetic field can increase the compactness and deformation of rotating NSs. The presence of chaotic magnetic field enhances the Kepler frequency of rotating NSs, whereas it simultaneously tend to decreases their moment of inertia. The moment of inertia of rotating NSs is consistent with the constraint range obtained from pulsar mass measurements, gravitational wave event data, and X-ray observations of emissions from hotspots on NS surfaces measured by NICER. | 観測により、中性子星 (NS) 上の磁場が $10^{8-15}$ G の範囲。 天体であることを除けば、NS は通常、 回転中。 この研究では、カオス磁場の影響を研究します。 回転 NS の物理的特性。 つまり、質量、半径、ケプラー周波数、 そして慣性モーメント。 NS の状態方程式 (EOS) を次のように使用します。 相対論的平均場 (RMF) モデル。 ハートル・ソーン形式主義 回転 NS の近似が利用されます。 磁場が NS の半径を小さくすることができます。 磁場で形成された NS は低い値を示します。 磁場のないものと比較した最大質量。 対照的に、 磁場の増加により、コンパクトさと変形が増加する可能性があります。 NSを回転させます。 カオス磁場の存在がケプラーを強化する NS をローテーションする頻度は減少しますが、同時に NS のローテーション頻度が減少する傾向があります。 慣性モーメント。 回転 NS の慣性モーメントは、 パルサー質量測定、重力波から得られる拘束範囲 イベントデータ、およびNS表面のホットスポットからの放出のX線観測 NICERによって測定されました。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| An investigation of the validity of the semiclassical approximation to quantum electrodynamics in 1+1 dimensions is given. The criterion for validity used here involves the impact of quantum fluctuations introduced through a two-point function which emerges naturally when considering the stability of the backreaction equation to linear order perturbations, resulting in the linear response equation. Consideration is given to the case of a spatially homogeneous electric field generated by a classical source, coupled to a quantized massive spin 1/2 field. Solutions to the linear response equation as well as the impact of quantum fluctuations introduced through the current density two-point correlation function are presented for two relevant electric field-to-mass parameter values $qE/m^2$, indicative of the strength of the backreaction process. Previous efforts utilized approximate solutions to the linear response equation that were expected to be valid for early times. A comparative analysis is given between the exact and approximate solutions in order to validate this conjecture. | に対する半古典的近似の妥当性の調査 1+1 次元の量子電気力学が与えられます。 有効性の基準 ここで使用される量子ゆらぎの影響には、 の安定性を考えると自然に出てくる二点関数 逆反応方程式を線形次数摂動に変換すると、次のようになります。 線形応答方程式。 空間的に 古典的な電源によって生成され、 量子化された大規模なスピン 1/2 フィールド。 線形応答方程式の解は次のようになります。 電流を通じて導入された量子ゆらぎの影響も 密度 2 点相関関数は、2 つの関連する電気に対して提示されます。 場の強さを示すフィールド対質量パラメータ値 $qE/m^2$ 逆反応プロセス。 以前の取り組みでは、 線形応答方程式は初期には有効であると予想されていました。 あ 正確な解と近似解の間で比較分析が行われます。 この推測を検証するために。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Our universe has multiple examples of unexplained gravitational losses in black holes and neutron stars. The smallest black holes of about 4 solar masses means the maximum baryon density \rho \approx 10^{17} grams/cm^3. Any collapse of the universe will stop with a scale factor \approx 10^{13} cm. and radiation energy \approx 10 GeV. Due to higher squeezed core baryons, the outer part of the mass transferred energy to the core and became dark matter. After contraction reduced particle motion and gravitation, the core radiation energy propelled pieces of the shell into the universe. Each of these masses captured hot core gases according to its gravitational size, forming proto-galaxies. A cold shell and a hot core explain the Planck spectrum and large galaxy formation in the early universe. Thus the universe was never radiation dominant.The universe will remain cyclical as any increase in entropy of matter will be crushed back to neutrons during the contraction phase. | 私たちの宇宙には、説明のつかない重力損失の例が複数あります。 ブラックホールと中性子星。 太陽質量約4個分の最小のブラックホール 最大バリオン密度 \rho \約 10^{17} グラム/cm^3 を意味します。 あらゆる崩壊 宇宙の長さは \約 10^{13} cm のスケール係数で止まります。 放射線と エネルギー \約 10 GeV。 より強く絞られたコアバリオンにより、外側部分は 質量はエネルギーをコアに移動させ、暗黒物質になりました。 後 収縮により、粒子の運動と重力、核の放射エネルギーが減少します。 殻の破片を宇宙に飛ばした。 これらの大衆のそれぞれが捕らえられました 重力の大きさに応じて熱い中心ガスが発生し、原始銀河が形成されます。 あ コールドシェルとホットコアはプランクスペクトルと大きな銀河を説明する 宇宙初期の形成。 したがって、宇宙は決して放射線ではなかった 物質のエントロピーが増加しても、宇宙は周期的であり続けるでしょう。 収縮段階で押しつぶされて中性子に戻ります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| This mini-review summarizes and simplifies the principle content of our papers on ``Dynamical Gravastars'', formulated using the Tolman-Oppenheimer-Volkoff equations, and surveyed numerically using Mathematica notebooks that we document here in Appendices. | このミニレビューは、私たちの基本的な内容を要約し、単純化しています。 を使用して定式化された「Dynamical Gravastars」に関する論文。 トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ方程式、および次の式を使用して数値的に調査されました。 ここの付録に記載されている Mathematica ノートブック。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The equilibrium configurations of slowly rotating anisotropic self-gravitating fluids are computed using the extended Hartle structure equations, including anisotropic effects, derived in our previous paper. We focus on the so-called $\mathcal{C}$-star, whose anisotropic pressure follows a fully covariant equation of state (EoS), while a standard polytrope describes the radial pressure. We determine surface and integral properties, such as the moment of inertia, mass change, mass quadrupole moment, and ellipticity. Notably, for certain values of the compactness parameter, highly anisotropic $\mathcal{C}$-stars exhibit a prolate shape rather than the typical oblate form, an intriguing behavior also observed in other anisotropic systems like Bowers-Liang spheres and stars governed by a quasi-local EoS. Although the $\mathcal{C}$-stars considered in this study are limited by stability criteria and cannot sustain compactness beyond $M/R\approx0.38$, we found indications that certain rotational perturbations exhibit similarities to those observed in other ultracompact systems approaching the black hole limit. | ゆっくりと回転する異方性の平衡配置 自己重力流体は拡張 Hartle 構造を使用して計算されます 前回の論文で導出された異方性効果を含む方程式。 私たちは いわゆる $\mathcal{C}$ 星に焦点を当てます。 その異方性圧力は次のようになります。 完全に共変の状態方程式 (EoS) ですが、標準のポリトロープは ラジアル圧力。 表面および積分特性を決定します。 慣性モーメント、質量変化、質量四重極モーメント、楕円率。 特に、コンパクトネスパラメータの特定の値では、非常に異方性が高くなります。 $\mathcal{C}$-星は、典型的な扁円形ではなく、扁円形を示します この興味深い動作は、次のような他の異方性システムでも観察されます。 準ローカル EoS によって支配されるバウワーズ・リャン球体と恒星。 とはいえ、 この研究で考慮される $\mathcal{C}$-star は安定性基準によって制限されています $M/R\約0.38$を超えるコンパクトさを維持できないという兆候が見つかりました 特定の回転摂動は、で観察されたものと類似性を示すこと 他の超小型システムはブラックホールの限界に近づいています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Can one be fooled into thinking that space and time are fundamentally described by a Lorentzian manifold? In this article, we describe a scenario in which a theory constructed on a (Euclidean signature) Riemannian manifold can lead to degrees of freedom with Lorentzian dispersion relations. In particular, we perform a perturbative analysis of a renormalizable shift-symmetric scalar-tensor theory and find that it can, in principle, admit a massless tensor degree of freedom with a Lorentzian dispersion relation, while the remaining degrees of freedom will, in general, satisfy Euclidean dispersion relations, we argue that they can be brought under control by elliptic equations with an appropriate choice of boundary conditions. | 人は空間と時間が根本的に存在すると考えるようにだまされるだろうか？ ローレンツ多様体で記述される?この記事では、次のシナリオについて説明します。 (ユークリッド署名) リーマン多様体に基づいて構築された理論では、 ローレンツ分散関係による自由度につながります。 特に、 繰り込み可能なシフト対称の摂動解析を実行します。 スカラーテンソル理論を研究し、原理的には質量のないものを許容できることを発見しました。 ローレンツ分散関係を持つテンソル自由度、 残りの自由度は一般にユークリッド分散を満たします。 関係を楕円形にすることで制御できると主張します。 境界条件を適切に選択した方程式。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We discuss the effect of accelerated frames in cosmology, and obtain origins of thermalization of the cosmic evolution of the semi-classical universe. We implement a transformation in super-space, and the WKB wave function defined on super space has a Bogoliubov transformation. In the transformed frame we find the density matrix which is mixed, and this is the sign of a thermal system. Whereas this result does not have the same interpretations of a particle thermalization in accelerated frames, one can show the super space transformation similar to a double Rindler transformation of real space-time coordinates. We also discuss the implications of the super-space transformation in loop quantum cosmology. | 宇宙論における加速フレームの影響を議論し、その起源を得る 半古典宇宙の宇宙進化の熱化。 私たちは 超空間での変換を実装し、上で定義された WKB 波動関数 超空間にはボゴリューボフ変換があります。 変換されたフレームの中で私たちは見つけます 混合された密度マトリックス、これは熱システムの兆候です。 一方、この結果には粒子の同じ解釈がありません。 加速されたフレームでの熱化により、超空間を表示できます 実時空の二重リンドラー変換に似た変換 コーディネート。 超空間変換の影響についても議論します ループ量子宇宙論では。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| Modern gravitational-wave science demands increasingly accurate and computationally intensive numerical relativity (NR) simulations. The Python-based, open-source NRPy framework generates optimized C/C++ code for NR, including the complete NR code BlackHoles@Home (BH@H), which leverages curvilinear coordinates well-suited to many astrophysical scenarios. Historically, BH@H was limited to single-node OpenMP CPU parallelism. To address this, we introduce superB, an open-source extension to NRPy that enables automatic generation of scalable, task-based, distributed-memory Charm++ code from existing BH@H modules. The generated code partitions the structured grids used by NRPy/BH@H, managing communication between them. Its correctness is validated through bit-identical results with the standard OpenMP version on a single node and via a head-on binary black hole simulation in cylindrical-like coordinates, accurately reproducing quasi-normal modes (up to $\ell=8$). The superB/NRPy-generated code demonstrates excellent strong scaling, achieving an $\approx 45$x speedup on 64 nodes (7168 cores) compared to the original single-node OpenMP code for a large 3D vacuum test. This scalable infrastructure benefits demanding simulations and lays the groundwork for future multi-patch grid support, targeting long inspirals, extreme parameter studies, and rapid follow-ups. This infrastructure readily integrates with other NRPy/BH@H-based projects, enabling performant scaling for the general relativistic hydrodynamics code GRoovy, and facilitating future coupling with GPU acceleration via the NRPy-CUDA project. | 現代の重力波科学では、ますます正確で、 大量の計算を必要とする数値相対性理論 (NR) シミュレーション。 の Python ベースのオープンソース NRPy フレームワークは、NR 用に最適化された C/C++ コードを生成します。 これには、完全な NR コード BlackHoles@Home (BH@H) が含まれます。 曲線座標は多くの天体物理学のシナリオに適しています。 これまで、BH@H は単一ノードの OpenMP CPU 並列処理に限定されていました。 に これに対処するために、NRPy のオープンソース拡張機能である superB を導入します。 スケーラブルなタスクベースの分散メモリの自動生成を可能にします 既存の BH@H モジュールの Charm++ コード。 生成されたコードは、 NRPy/BH@H によって使用される構造化グリッド。 それらの間の通信を管理します。 その 標準 OpenMP とビット同一の結果によって正確性が検証されます。 単一ノード上の、正面からのバイナリ ブラック ホール シミュレーションを介したバージョン 円筒状の座標、準正規モード (最大 $\ell=8$)。 superB/NRPy で生成されたコードは、優れた強力さを実証します。 スケーリングにより、64 ノード (7168 コア) で比較すると $\約 45$x 倍の高速化を達成 大規模な 3D 真空テスト用の元の単一ノード OpenMP コードに変換します。 これ スケーラブルなインフラストラクチャは、要求の厳しいシミュレーションにメリットをもたらし、基礎を築きます 将来のマルチパッチ グリッドのサポートに向けて、長いインスピレーションやエクストリームをターゲットに パラメータ研究と迅速な追跡調査。 このインフラストラクチャは容易に統合できます 他の NRPy/BH@H ベースのプロジェクトと連携して、パフォーマンスの高いスケーリングを可能にします。 一般相対論的流体力学コード GRoovy と未来を促進する NRPy-CUDA プロジェクトを介した GPU アクセラレーションとの結合。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| The dispersion in the speed of gravitational waves is a novel way to test the general theory of relativity and understand whether the origin of cosmic acceleration is due to any alternative theory of gravity. Several alternative theories of gravity predict dispersion in the gravitational wave signal in a frequency-dependent deviation from the speed of light at lower frequencies than accessible from current ground-based detectors. We show how a multi-band observation of gravitational wave signal combining deci-Hertz gravitational wave signal from LGWA (Lunar Gravitational Wave Antenna) with ground-based detectors such as Cosmic Explorer or Einstein Telescope, and also including LISA (Laser Interferometer Space Antenna), we can probe the energy scale associated with effective theory of gravity with a precision of approximately $8.6\%$ by combining only $\mathcal{O}(10)$ high SNR multi-band gravitational wave events. This precision will further improve with the inclusion of more events as $\sqrt{N}$. In the future, this measurement will shed light on an unexplored domain of fundamental physics and will bring deeper insights into the phenomenon of cosmic acceleration. The operation of the gravitational wave detector in the deci-Hertz frequency band is key to exploring this frontier of fundamental physics. | 重力波の速度の分散は、重力波をテストする新しい方法です。 一般相対性理論を解明し、宇宙の起源を理解する 加速は重力の代替理論によるものです。 いくつかの代替案 重力理論は、宇宙空間における重力波信号の分散を予測します。 より低い周波数における光の速度からの周波数依存の偏差。 現在の地上設置型探知機からアクセス可能です。 マルチバンドの仕組みを示します デシヘルツ重力波を組み合わせた重力波信号の観測 地上のLGWA（月重力波アンテナ）からの電波信号 Cosmic Explorer や Einstein Telescope などの検出器、および LISA (レーザー干渉計宇宙アンテナ)、エネルギースケールを調査できます およその精度で有効な重力理論に関連付けられています。 $\mathcal{O}(10)$ の高 SNR マルチバンド重力のみを組み合わせて $8.6\%$ 波のイベント。 この精度は、さらに多くの要素を含めることでさらに向上します。 イベントは $\sqrt{N}$ として指定されます。 将来的には、この測定により、 基礎物理学の未踏の領域であり、より深い洞察をもたらします。 宇宙の加速現象。 重力波の働き デシヘルツ周波数帯域の検出器は、このフロンティアを探索する鍵となります。 基礎物理学。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We study properties of a recently proposed regularisation scheme to formulate the initial value problem for general (relativistic) effective field theories (EFTs) with arbitrary higher order equations of motion. We consider a simple UV theory that describes a massive and a massless scalar degree of freedom. Integrating out the heavy field gives rise to an EFT for the massless scalar. By adding suitable regularising terms to the EFT truncated at the level of dimension-$4$ and dimension-$6$ operators, we show that the resulting regularised theories admit a well-posed initial value problem. The regularised theories are related by a field redefinition to the original truncated EFTs and they propagate massive ghost fields (whose masses can be chosen to be of the order of the UV mass scale), in addition to the light field. We numerically solve the equations of motion of the UV theory and those of the regularised EFTs in $1+1$-dimensional Minkowski space for various choices of initial data and UV mass parameter. When derivatives of the initial data are sufficiently small compared to the UV mass scale, the regularised EFTs exhibit stable evolution in the computational domain and provide very accurate approximations of the UV theory. On the other hand, when the initial gradients of the light field are comparable to the UV mass scale, the effective field theory description breaks down and the corresponding regularised EFTs exhibit ghost-like/tachyonic instabilities. Finally, we also formulate a conjecture on the global nonlinear stability of the vacuum in the regularised scalar EFTs in $3+1$ dimensions. These results suggest that the regularisation approach provides a consistent classical description of the UV theory in a regime where effective field theory is applicable. | 最近提案された正則化スキームの特性を研究して定式化します。 一般（相対論的）有効場理論の初期値問題 (EFT) 任意の高次の運動方程式を使用します。 単純な UV を考えます 大質量および質量のないスカラー自由度を記述する理論。 重場を統合すると、質量のないスカラーの EFT が生じます。 適切な正則化項を EFT のレベルで切り詰めて追加することにより、 ディメンション $4$ 演算子とディメンション $6$ 演算子を使用すると、結果として次のことがわかります。 正則化理論では、適切に設定された初期値問題が認められます。 規則化された 理論は場の再定義によって元の切り捨てられた EFT に関連付けられます。 彼らは大規模なゴーストフィールドを伝播します（その質量は、 ライトフィールドに加えて、UV質量スケールのオーダー）。 私たちは数値的に UV 理論の運動方程式と正則化された運動方程式を解きます。 初期データのさまざまな選択に対する $1+1$ 次元のミンコフスキー空間での EFT および UV 質量パラメータ。 初期データの導関数が十分に得られる場合 UV 質量スケールと比較して小さいため、正規化された EFT は安定した値を示します。 計算領域の進化を分析し、非常に正確な近似値を提供します 紫外線理論のこと。 一方、光の初期勾配が フィールドは UV 質量スケール、有効フィールド理論に匹敵します。 記述が壊れ、対応する正規化された EFT が表示される 幽霊のような/タキオニックな不安定性。 最後に、次のような推測も立てます。 正則化スカラー EFT における真空の大域的非線形安定性 3 ドル + 1 ドルの寸法。 これらの結果は、正則化アプローチが 以下の領域における UV 理論の一貫した古典的な説明を提供します。 有効場の理論が適用できます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
|---|---|
| We demonstrate that the BMS evolution equations for the mass and angular momentum aspects in asymptotically flat Einstein gravity follow from local Carroll, Weyl, and diffeomorphism invariance at the null conformal boundary, upon providing a minimalistic holographic dictionary as the sole input from the bulk. This result is a significant step in the quest for a flat-space holographic correspondence and offers a geometric implementation of the radiative degrees of freedom that source the boundary theory in the presence of bulk gravitational waves. | 質量と角度の BMS 発展方程式が成り立つことを実証します。 漸近的に平坦なアインシュタイン重力の運動量側面は局所的なものに従う ヌル共形境界におけるキャロル、ワイル、および微分同相写像の不変性、 からの唯一の入力として最小限のホログラフィック辞書を提供すると、 バルク。 この結果は、フラットスペースの探求における重要な一歩です。 ホログラフィック対応し、幾何学的実装を提供します。 の存在下での境界理論の源となる放射自由度。 バルク重力波。 |