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| Original Text | 日本語訳 |
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| We demonstrate that, in the presence of an external magnetic field, an uncharged classical Schwarzschild black hole moving superluminally in a dielectric with permittivity $\epsilon > 1$ produces Cherenkov emission. This is a new physical effect: classical (non-quantum) emission of electromagnetic waves by a completely charge-neutral ``particle.'' The governing equations (involving general relativity, electromagnetism, and the physics of continuous media) have no external electromagnetic source -- it is the distortion of the initial electromagnetic fields by the gravity of the black hole that plays the role of a superluminally moving source. The effect relies on nonzero values of both the magnetic field and the gravitational radius, as well as on the usual Cherenkov condition on the velocity, $v/c > 1/\sqrt{\epsilon}$. Unlike Cherenkov emission by a point charge, the effective source in this case is spatially distributed, with emission generated along the single Cherenkov emission cone. The emitted spectrum is red-dominated, with power $\propto dk_z /|k_z|$ for wave numbers $|k_z| \leq 1/R_G$, where $R_G$ is the Schwarzschild radius. We comment on possible observability of this process during black hole -- neutron star mergers. | 外部磁場の存在下では、 帯電していない古典的なシュヴァルツシルト ブラック ホールが超光速で移動 誘電率 $\epsilon > 1$ の誘電体はチェレンコフ放射を生成します。 これ 新しい物理効果: 電磁気の古典的 (非量子) 放射 完全に電荷中性の「粒子」による波。 支配方程式 (一般相対性理論、電磁気学、連続物理学を含む) メディア）には外部電磁源がありません。 それは、メディアの歪みです。 ブラックホールの重力による初期電磁場が、 超光速移動源の役割。 効果はゼロ以外の値に依存します。 通常の磁場と重力半径の両方に加えて、 速度に関するチェレンコフ条件、$v/c > 1/\sqrt{\epsilon}$。 とは異なり 点電荷によるチェレンコフ放出、この場合の有効光源は次のとおりです。 空間的に分布し、単一のチェレンコフに沿って放射が生成される 放出円錐。 放出されたスペクトルは赤が支配的で、パワー $\propto dk_z /|k_z|$ 波数 $|k_z| \leq 1/R_G$、$R_G$ はシュヴァルツシルトです 半径。 ブラックホール中にこのプロセスが観測できる可能性についてコメントします。 -- 中性子星の合体。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Invoking the Klebanov-Susskind-Banks Euclidean wormhole as a bridge, we investigate the power spectrum and the entanglement between two pair-created universes. We construct a suitable global vacuum for the perturbations of the inflaton field in the Euclidean regime, which becomes a mixed state when restricted to one of the paired universes. This mixed state leads to an enhancement of the power spectrum for long-wavelength modes. In addition, entanglement between the two universes is realized by the existence of the wormhole. Thus, the power spectrum enhancement in the long-wavelength regime might be evidence of our universe being created from a Euclidean wormhole that was entangled with a partner universe, and hence our universe does not begin with a pure state. | クレバノフ・サスキンド・バンクスのユークリッド ワームホールをブリッジとして呼び出し、 パワースペクトルと、作成された 2 つのペア間のもつれを調査します。 宇宙。 私たちは、地球の摂動に適した地球規模の真空を構築します。 ユークリッド領域のインフレトン場。 次の場合に混合状態になります。 ペアになっているユニバースの 1 つに制限されます。 この混合状態により、 長波長モードのパワースペクトルの強化。 加えて、 2 つの宇宙のもつれは、 ワームホール。 したがって、長波長領域でのパワースペクトルの強化は、 私たちの宇宙がユークリッドのワームホールから創造された証拠かもしれません。 パートナーの宇宙と絡まっていたため、私たちの宇宙は始まりません 純粋な状態で。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The analysis of fluctuations at the Planck scale, referred to as planckeons, reveals a network of quantum wormholes that realize the ER=EPR conjecture and act as holographic devices. The lattice of planckeons as wormhole mouths defines the Planck scale and generates the spacetime that emerges from the quantum entanglement of nonlocal correlations. Using the Ryu-Takayanagi formula, we derive an entanglement entropy governing the thermodynamics of planckeons, with a critical temperature above the Planck scale marking a phase transition from a wormhole gas to a remnant phase. This leads to a quantum-corrected Bekenstein entropy, linking wormhole geometry with quantum information flow, and suggests a holographic origin of spacetime and black hole microstructure. | プランクオンと呼ばれるプランクスケールでの変動の分析 ER=EPR 予想を実現する量子ワームホールのネットワークを明らかにし、 ホログラフィックデバイスとして機能します。 ワームホールの口としてのプランクオンの格子 プランクスケールを定義し、そこから現れる時空を生成します。 非局所相関の量子もつれ。 龍高柳を使う 式から、熱力学を支配するもつれエントロピーを導き出します。 プランクスケールを超える臨界温度が段階を示すプランクオン ワームホールガスから残存段階への移行。 これにより、 量子補正されたベッケンシュタインエントロピー、ワームホール幾何学と量子を結び付ける 情報の流れ、時空とブラック ホールのホログラフィック起源を示唆する 微細構造。 |
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| We study the area and volume laws for entanglement of free quantum scalar fields. In addition to the entropy, we use the notion of the capacity of entanglement, which measures entropy fluctuations. We consider flat spacetimes as well as the curved ones relevant for cosmology. Moreover, we put special emphasis on quench phenomena and different geometries of the entangling surfaces. First, we show that, in the Minkowski spacetime, the capacity of entanglement, like entropy, exhibits the area law for two kinds of geometries of the entangling surfaces: the sphere and strip. Moreover, we show that the ratio of both quantities takes the same values for both surfaces. Next, we turn our attention to quenches. Namely, we analyse the dynamics of capacity; in particular, contribution of the volume and surface terms. Moreover, we compare these results with theoretical predictions resulting from the quasiparticles model. In the second part, we consider the above issues for the FLRW spaces; especially, for de Sitter space as well as a metric modeling the transition to radiation-dominated era. Finally, we analyse the abrupt quenches in de Sitter space. | 自由量子スカラーのもつれに関する面積法則と体積法則を研究します フィールド。 エントロピーに加えて、次のような容量の概念を使用します。 エントロピー変動を測定するエンタングルメント。 平坦な時空を考える 宇宙論に関連する湾曲したものも同様です。 さらに、特別なものを入れます クエンチ現象と絡み合いのさまざまな形状に重点を置く 表面。 まず、ミンコフスキー時空において、 エントロピーと同様に、もつれは 2 種類の幾何学に対する面積法則を示します。 絡み合う表面の例: 球とストリップ。 さらに、 両方の量の比は、両方の表面で同じ値になります。 次に、順番に 私たちの注意が弱まります。 つまり、容量のダイナミクスを分析します。 で 特に、体積項と表面項の寄与。 さらに、比較してみると、 これらの結果は準粒子から得られる理論的予測を伴う モデル。 2 番目の部分では、FLRW スペースに関する上記の問題を検討します。 特に、ド・シッター空間と、への移行をモデル化する計量の場合 放射線が支配する時代。 最後に、de Sitter の突然のクエンチを分析します。 空間。 |
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| Overlapping signals represent one of the major data analysis challenges in next-generation gravitational wave detectors. We leverage Transformers and Normalizing Flows, state-of-the-art machine learning algorithms, to address the parameter estimation of overlapping binary black hole mergers in the Einstein Telescope (ET). Our proposed model combines a Transformer-based "Knowledge Extractor Neural Network" (KENN) with a Normalizing Flow (HYPERION) to perform rapid and unbiased inference over multiple overlapping black hole binary events. The choice of architecture leverages the strength of Transformers in capturing complex and long-range temporal structures in the strain time series data, while Normalizing Flows provide a powerful framework to sample posterior distributions. We demonstrate the effectiveness and robustness of our model over simulated gravitational wave signals, showing that it maintains the same level of accuracy regardless of the correlation level in the data. Moreover our model provides estimates of chirp mass and coalescence times within <10-20% from the true simulated value. The results obtained are promising and show how this approach might represent a first step toward a deep-learning based inference pipeline for ET and other future gravitational wave detectors. | 信号の重複は、データ分析における主要な課題の 1 つです。 次世代の重力波検出器。 私たちはトランスフォーマーを活用しており、 フローの正規化、最先端の機械学習アルゴリズムにより、 アインシュタインにおける重なり合うバイナリブラックホール合体のパラメータ推定 望遠鏡 (ET)。 私たちが提案するモデルは、Transformer ベースの「知識」を組み合わせたものです。 Extractor Neural Network (KENN) と正規化フロー (HYPERION) を実行する 複数の重なり合うブラック ホール バイナリに対する迅速かつ公平な推論 イベント。 アーキテクチャの選択により、Transformers の強みが活かされます。 ひずみ時系列における複雑で長距離の時間構造の捕捉 正規化フローは事後サンプリングのための強力なフレームワークを提供します。 配布物。 私たちはモデルの有効性と堅牢性を実証します シミュレートされた重力波信号に対して、同じ状態が維持されることを示しています。 データの相関レベルに関係なく、精度のレベルが向上します。 さらに私たちの モデルは、チャープ質量と合体時間の推定値を 10 ～ 20% 以内で提供します 実際のシミュレーション値から。 得られた結果は有望であり、その方法を示しています。 このアプローチは、深層学習ベースの ET およびその他の将来の重力波検出器のための推論パイプライン。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Gravitational waves (GWs) are lensed by matter, offering a unique probe of both the large-scale structure of the Universe and the fundamental properties of GW propagation. GWs can also be affected by wave optics effects when their wavelength is comparable to the size of the lens. While this regime has been well studied in the Newtonian approximation, the role of strong gravitational fields remains largely unexplored. This is particularly relevant for lensing by intermediate and supermassive black holes (BHs), which can occur near active galactic nuclei or in compact triple systems. In this work, we analyze the lensing of GWs by a non-rotating BH and compare our results to the Newtonian point-mass approximation. We construct frequency-dependent amplification factors that incorporate strong-field effects, revealing explicit polarization mixing and absorption by the event horizon. Using a fiducial GW event, we explore key phenomenological signatures of BH lensing, highlighting new observational opportunities to probe strong gravitational fields through GW lensing. | 重力波 (GW) は物質によってレンズ化され、次のようなユニークな探査を提供します。 宇宙の大規模構造と基本的性質の両方 GW伝播の様子。 GW はまた、波動光学効果の影響を受ける可能性があります。 波長はレンズの大きさに相当します。 この体制が続いている間、 ニュートン近似では、強い重力の役割がよく研究されています。 分野はほとんど未開拓のままです。 これは特にレンズ処理に関連します。 活動の近くで発生する可能性のある中間および超大質量ブラック ホール (BH) 銀河核やコンパクトな三重系。 この作業では、 非回転 BH による GW のレンズ効果を調べ、その結果をニュートン関数と比較します。 質点近似。 周波数依存の増幅を構築します 強磁場の効果を組み込んだ要因、明示的な分極を明らかにする 事象の地平線による混合と吸収。 基準となる GW イベントを使用して、 BH レンズの重要な現象学的特徴を探索し、新たな点を強調します。 GWを通じて強い重力場を探る観測の機会 レンズ加工。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Domain walls (DWs) can be produced when a discrete symmetry is spontaneously broken, and long-lived DWs can dominate the energy density of the universe. In this work, we explore the possibility that a "domain wall dominant (DWD)" phase existed in the early universe and ended with DW decay. During the DWD phase, the universe undergoes a power-law accelerated expansion of the scale factor and exhibits temporal superhorizon evolution of the relevant frequency modes. We show that this can lead to distinct features imprinted on the stochastic gravitational wave (GW) background. Our findings provide a comprehensive framework for evaluating GW emission associated with DWD, leading to distinguishable long-lived DW-induced GWs from other cosmological sources, with significant implications for future GW observatories. | ドメイン壁 (DW) は、離散対称性が自発的に発生する場合に生成される可能性があります。 壊れた長寿命の DW は宇宙のエネルギー密度を支配する可能性があります。 で この研究では、「ドメインウォール優勢 (DWD)」フェーズの可能性を調査します。 初期の宇宙に存在し、DW 崩壊で終わりました。 DWD フェーズでは、 宇宙は指数のべき乗則で加速膨張する 関連する周波数モードの時間的スーパーホライズン進化を示します。 これにより、確率論に刻印された明確な特徴が得られる可能性があることを示します。 重力波 (GW) の背景。 私たちの調査結果は包括的なものを提供します DWD に関連する GW 排出量を評価するための枠組み。 他の宇宙論的起源からの、長寿命の DW 誘発 GW を区別できる。 将来のGW天文台に重大な影響を与える。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We examine the cosmological dynamics of Einstein-Gauss-Bonnet gravity models in a four-dimensional spatially flat FLRW metric. These models are described by $f\left( R,\mathcal{G}\right) =f\left( R+\mu \mathcal{G}\right) $ theory of gravity. They are equivalent to models linear in the Ricci scalar $R$ and in the Gauss-Bonnet scalar $\mathcal{G}$ with one nonminimally coupled scalar field without kinetic term. We analyze the stability of the de Sitter solutions and construct the phase space of the field equations to investigate the cosmological evolution. We show that $f\left( R+\mu \mathcal{G}\right) $-theory provides a double inflationary epoch, this can be used to unify the early-time and late-time acceleration phases of the universe. Moreover, we discuss the initial value problem for theory to be cosmologically viable. Finally, the effects of the cold dark matter in cosmic evolution are discussed. | アインシュタイン・ガウス・ボンネット重力モデルの宇宙力学を調査します 4 次元の空間的に平坦な FLRW メトリクスで。 これらのモデルは次のように記述されます。 $f\left( R,\mathcal{G}\right) =f\left( R+\mu \mathcal{G}\right) $ 理論 重力。 これらは、Ricci スカラー $R$ および 1 つの非最小結合スカラーを持つガウスボンネット スカラー $\mathcal{G}$ 運動項のないフィールド。 デシッター溶液の安定性を分析します 場方程式の位相空間を構築して、 宇宙論的進化。 $f\left( R+\mu \mathcal{G}\right) $-理論 二重のインフレ時代を提供します。 これは、初期のインフレ時代を統合するために使用できます。 そして宇宙の後期加速段階。 さらに、 理論が宇宙論的に実行可能であるための初期値問題。 最後に、 宇宙の進化における冷たい暗黒物質の影響について議論されています。 |
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| In this paper, we study the periodic orbits of timelike particles around two types of static spherically symmetric quantum-corrected black hole models that satisfy covariance, exploring the impact of quantum corrections on both the particle orbits and the associated gravitational wave signals. First, we derive the particle trajectories from the timelike geodesic equations. We then discuss two important types of bound orbits: the marginally bound orbit and the innermost stable circular orbit. For the first model, increasing the quantum parameter $\zeta$ leads to larger orbital radii and reduced angular momenta for both orbits. In contrast, the second model shows $\zeta$-independent orbital characteristics. By analyzing the effective potential, we determine the allowed $(E,L)$ ranges for bound orbits, with $\zeta$-dependence appearing only in the first model. We further present examples of periodic orbits at fixed particle energy for both black holes, revealing that the parameter $\zeta$ similarly affects the orbits in both cases, although its effect is negligible in the second model. Finally, we calculate the gravitational waves emitted by the periodic orbits in both models. The results demonstrate that increasing $\zeta$ leads to a significant phase delay for the first model, while only inducing a subtle phase advance for the second model. Therefore, we conclude that the first model can be distinguished from the Schwarzschild black hole through gravitational wave observations, whereas the second model cannot be effectively distinguished when the quantum correction is weak. | この論文では、2 つの周りの時間的粒子の周期軌道を研究します。 静的球対称量子補正ブラック ホール モデルのタイプ。 共分散を満たし、両方に対する量子補正の影響を調査します。 粒子軌道とそれに関連する重力波信号。 まず、次のように導出します。 時間的な測地方程式からの粒子の軌道。 それから話し合います 2 つの重要なタイプの境界軌道: 限界境界軌道と限界軌道 最も内側の安定した円軌道。 最初のモデルの場合、量子を増やす パラメータ $\zeta$ は軌道半径を大きくし、角運動量を減少させます。 両方の軌道。 対照的に、2 番目のモデルは $\zeta$ に依存しない軌道を示しています。 特徴。 有効ポテンシャルを分析することにより、許容されるポテンシャルを決定します。 $(E,L)$ は有界軌道の範囲であり、$\zeta$ 依存性は、 最初のモデル。 さらに、固定粒子における周期軌道の例を示します。 両方のブラック ホールのエネルギーを計算すると、パラメーター $\zeta$ が同様であることがわかります。 どちらの場合でも軌道に影響しますが、その影響は無視できます。 セカンドモデル。 最後に、地球から放出される重力波を計算します。 両方のモデルの周期軌道。 結果は、$\zeta$ が増加することを示しています。 最初のモデルでは大幅な位相遅延が発生しますが、 2番目のモデルの微妙な位相の進み。 したがって、次のように結論付けます。 最初のモデルはシュヴァルツシルト ブラック ホールと区別できます。 2 番目のモデルは効果的に重力波観測を行うことができません。 量子補正が弱い場合に区別されます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper, we investigate the dynamical evolution of the innermost stable circular orbit (ISCO) and light ring of a charged black hole during dynamical scalarization. This is achieved through nonlinear simulations within the framework of the Einstein-Maxwell-dilaton theory. Using the time-dependent metric derived from these simulations, we compute the radial effective potentials for timelike and null geodesics as functions of time. Our results demonstrate how the ISCO and light ring evolve as a hairless charged black hole transitions to a scalarized state. We find that dynamical scalarization induces an increase in the areal radii of both the ISCO and light ring. These findings provide new insights into black hole scalarization, particularly regarding the temporal evolution of the ISCO and light ring in a dynamically evolving spacetime. | この論文では、最も内側の安定な物質の動的進化を調査します。 動的時の帯電ブラックホールの円軌道（ISCO）と光の輪 スカラー化。 これは、内部の非線形シミュレーションによって実現されます。 アインシュタイン・マクスウェル・ディラトン理論の枠組み。 時間依存の使用 これらのシミュレーションから導出されたメトリックから、半径方向の有効値を計算します。 時間の関数としてのタイムライク測地線とヌル測地線の可能性。 私たちの結果 ISCO と光のリングが毛のない帯電ブラック ホールとしてどのように進化するかを実証する スカラー化された状態に遷移します。 動的スカラー化が次のことを引き起こすことがわかりました。 ISCO とライト リングの両方の面積半径が増加します。 これらの調査結果 ブラックホールのスカラー化、特に 動的に進化するISCOと光のリングの時間的進化 時空。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The article is dedicated to a discussion regarding the role of Barrow's ''Zero Universes'' in quantum cosmology. In particular, we demonstrate that if quantum gravity effects are modeled by the quantum potential method associated with the ''many interacting universes'' (MIU) model, then the mere presence of the universes with a zero scale factor (the ``Zero universes'') produces a veritably remarkable outcome: the classical cosmological singularities of Big Bang, Big Crunch and Big Rip all fail to arise. In other words, those universes that are considered ill-posed at the classical level may turn out to be a necessary and sought-after ingredient in a future internally consistent quantum theory of gravity. Finally, we argue that the MIU quantization method might shed light on a number of other cosmological mysteries; for example, it might account for a decoherence which preceded the eternal inflation, and elucidate how the quantum superposition of vacuum decays occurring at different places might give birth to actual bubble universes there. In addition, the new method might help explain why our universe was born in an extremely low-entropy initial state required to trigger the initial inflation. | この記事は、Barrow's の役割に関する議論に特化しています。 量子宇宙論における「ゼロ宇宙」。 特に、次のことを示します。 量子重力効果は、関連する量子ポテンシャル法によってモデル化されます。 「多くの相互作用する宇宙」(MIU) モデルを使用すると、単に存在するだけで済みます。 スケール係数がゼロのユニバース (「ゼロ ユニバース」) は、 まさに注目に値する成果：ビッグの古典的な宇宙論的特異点 バング、ビッグクランチ、ビッグリップはすべて発生しません。 つまり、それらの宇宙は、 古典的なレベルではポーズが間違っていると考えられているものは、実際には問題であることが判明する可能性があります。 将来の内部的に一貫した量子に必要かつ求められている成分 重力理論。 最後に、MIU 量子化方法は次のような可能性があると主張します。 他の多くの宇宙論的謎に光を当てる。 たとえば、それは可能性があります 永遠のインフレーションに先立つデコヒーレンスを説明し、解明する 真空の量子重ね合わせがさまざまな場所でどのように減衰するか そこに実際のバブル宇宙が誕生するかもしれない。 また、新しい方法では、 私たちの宇宙がなぜ極度に低いエントロピーの中で誕生したのかを説明するのに役立つかもしれない 初期膨張を引き起こすために必要な初期状態。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We derive new approximations for quintessence solutions that are simpler and an order of magnitude more accurate than anything available in the literature, which from an observational perspective \emph{makes numerical calculations superfluous}. For example, our tracking quintessence approximation yields $\sim 0.1\%$ maximum relative errors of $H(z)/H_0$ and $\Omega_\mathrm{m}(z)$ for the observationally viable inverse power law scalar field potentials, and similarly for viable thawing quintessence models using two slow-roll parameters. The approximations are trivially computed from the scalar field potential and as an application we give \emph{analytic} expressions for the CPL parameters calculated from an arbitrary scalar field potential for thawing and tracking quintessence models. | 私たちは、よりシンプルで本質的なソリューションの新しい近似を導き出します。 文献で入手可能なものよりも桁違いに正確です。 これは観察の観点から \emph{数値計算を行う 余計な｝。 たとえば、トラッキングの本質近似により $\sim が得られます。 $H(z)/H_0$ と $\Omega_\mathrm{m}(z)$ の最大相対誤差は 0.1\%$ 観測的に実行可能な逆べき乗則スカラー場ポテンシャル、および同様の 2 つのスローロール パラメーターを使用した実行可能な解凍の真髄モデル。 の 近似はスカラー場のポテンシャルから自明に計算され、 アプリケーションでは CPL パラメータに対して \emph{analytic} 式を与えます 解凍と追跡のための任意のスカラー場ポテンシャルから計算されます。 真髄モデル。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In the framework of the Einstein-Dirac-aether theory the extended model is established, in which the backreaction of the spinor field on the unit vector field, describing the dynamic aether, is taken into account. For this purpose, we extended the Jacobson constitutive tensor, which enters the kinetic part of the Lagrangian of the unit vector (aetheric) field, by the terms containing spinor tensors and pseudotensors. The self-consistent system of master equations for the unit vector field, as well as, the spinor and gravitational fields is derived using the variation formalism in the framework of the effective field theory up to the second order in derivatives. | アインシュタイン・ディラック・エーテル理論の枠組みでは、拡張モデルは次のようになります。 単位ベクトル上のスピノル場の逆反応が確立されています。 動的エーテルを記述するフィールドが考慮されます。 この目的のために、 ヤコブソン構成テンソルを拡張しました。 これは、 を含む項による単位ベクトル (エーテル) 場のラグランジアン スピノルテンソルと擬テンソル。 マスターの自己一貫性のあるシステム 単位ベクトル場、およびスピノルと重力の方程式 フィールドは、のフレームワークで変分形式主義を使用して導出されます。 導関数における二次までの有効場の理論。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The most general bound binary black hole (BBH) system has an eccentric orbit and precessing spins. The detection of such a system with significant eccentricity close to the merger would be a clear signature of dynamical formation. In order to study such systems, it is important to be able to evolve their spins and eccentricity from the larger separations at which the binary formed to the smaller separations at which it is detected, or vice versa. Knowledge of the precessional evolution of the binary's orbital angular momentum can also be used to twist up aligned-spin eccentric waveform models to create a spin-precessing eccentric waveform model. In this paper, we present a new publicly available code to evolve eccentric, precessing BBHs using orbit-averaged post-Newtonian (PN) equations from the literature. The spin-precession dynamics is 2PN accurate, i.e., with the leading spin-orbit and spin-spin corrections. The evolution of orbital parameters (orbital frequency, eccentricity, and periastron precession), which follow the quasi-Keplerian parametrization, is 3PN accurate in the point particle terms and includes the leading order spin-orbit and spin-spin effects. All the spin-spin terms include the quadrupole-monopole interaction. The eccentricity enhancement functions in the fluxes use the high-accuracy hyperasymptotic expansions from Loutrel and Yunes [Classical Quantum Gravity {\bf 34} 044003 (2017)]. We discuss various features of the code and study the evolution of the orbital and spin-precession parameters of eccentric, precessing BBHs. In particular, we study the dependence of the spin morphologies on eccentricity, where we find that the transition point from one spin morphology to another can depend nonmonotonically on eccentricity, and the fraction of binaries in a given morphology at a given point in the evolution of a population depends on the instantaneous eccentricity. | 最も一般的な束縛バイナリ ブラック ホール (BBH) 系は離心軌道を持っています そして歳差運動回転。 重大な問題を伴うこのようなシステムの検出 合併に近い偏心は、ダイナミックな動きの明らかな兆候となるだろう。 形成。 このようなシステムを研究するには、進化できることが重要です 連星が配置されるより大きな分離からのそれらのスピンと離心率 検出されたより小さな分離に形成されたり、その逆の場合もあります。 連星の軌道角の歳差運動進化に関する知識 運動量は、整列スピン偏心波形モデルをツイストアップするためにも使用できます。 スピン歳差偏心波形モデルを作成します。 本稿では、 を使用して風変わりな歳差運動 BBH を進化させるための新しい公開コード 文献からの軌道平均ポストニュートン (PN) 方程式。 の スピン-歳差運動ダイナミクスは 2PN 精度です。 つまり、先行スピン軌道と スピンスピン補正。 軌道パラメータ（軌道周波数、 離心率、およびペリアストロン歳差運動）、準ケプラー式に従う パラメータ化は、点粒子に関して 3PN が正確であり、 主要な次数のスピン軌道効果とスピン-スピン効果。 すべてのスピン-スピン用語には次のものが含まれます。 四重極と単極の相互作用。 偏心強調機能は フラックスは、Loutrel からの高精度の超漸近展開を使用し、 ユネス [古典的量子重力 {\bf 34} 044003 (2017)]。 いろいろ相談します コードの特徴を調べ、軌道とスピン歳差運動の進化を研究する 偏心運動するBBHのパラメータ。 特に、私たちが研究するのは、 スピン形態の離心率への依存性。 あるスピン形態から別のスピン形態への転移点は依存する可能性があります 離心率と特定のバイナリの割合に関して非単調に 集団の進化における特定の時点での形態は、 瞬間的な偏心。 |
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| We present a deep neural network (DNN) accelerated Hamiltonian Monte Carlo (HMC) algorithm called DeepHMC for the inference of binary neutron star systems. The HMC is a non-random walk sampler that uses background gradient information to accelerate the convergence of the sampler. While faster converging than a random-walk sampler, in theory by a factor of the dimensionality of the problem, a known computational bottleneck for HMC algorithms is the calculation of gradients of the log-likelihood. We demonstrate that Hamiltonian trajectories based on a DNN gradients are 30 times faster than those based on the relative binning gradients, and 7000 times faster than trajectories based on a naive likelihood gradient calculation. Using the publicly available 128 second LVK data set for the binary neutron star mergers GW170817 and GW190425, we show that not only does DeepHMC produce produces highly accurate and consistent results with the LVK public data, but acquires 5000 statistically independent samples (SIS) in the $12D$ parameter space in approximately two hours on a Macbook pro for GW170817, with a cost of $<1$ second/SIS, and 2.5 days for GW190425, with a cost of $\sim25$ seconds/SIS. | ディープ ニューラル ネットワーク (DNN) で加速されたハミルトニアン モンテカルロを紹介します。 (HMC) 連星中性子星を推論するための DeepHMC と呼ばれるアルゴリズム システム。 HMC は、背景のグラデーションを使用する非ランダム ウォーク サンプラーです。 サンプラーの収束を加速するための情報。 より速く 理論的には、ランダムウォーク サンプラーよりも収束します。 問題の次元性、HMC の既知の計算ボトルネック アルゴリズムは、対数尤度の勾配の計算です。 私たちは DNN の勾配に基づくハミルトニアン軌道が 30 倍であることを示します。 相対ビニング勾配に基づくものよりも 7000 倍高速 単純な尤度勾配計算に基づく軌跡よりも高速です。 バイナリ中性子の公的に入手可能な 128 秒 LVK データセットの使用 GW170817 と GW190425 のスター合併により、DeepHMC が生成するだけでなく、 LVK 公開データと一致した非常に正確な結果が得られますが、 $12D$ パラメータで 5000 個の統計的に独立したサンプル (SIS) を取得します GW170817 の Macbook pro では約 2 時間でスペースを確保できます。 コストは次のとおりです。 $<1$ 秒/SIS、GW190425 の場合は 2.5 日、コストは $\sim25$ 秒/SIS。 |
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| An anisotropic cosmological model with a gauge field, presented by spatially homogeneous SU(2)-symmetric Yang-Mills potentials, is considered. Bianchi-I model with axial symmetry is analyzed; a new exact solution, which describes the early Universe on the stage of domination of the gauge field of the magneto-electric type, is obtained. | 空間的に提示されるゲージ場を備えた異方性宇宙論モデル 均一な SU(2) 対称ヤンミルズ ポテンシャルを考慮します。 ビアンキ-I 軸対称のモデルが解析されます。 新しい正確な解決策。 初期宇宙のゲージフィールドの支配段階 磁電型が得られます。 |
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| In the paper [I], the first part of our work, we established the model of interaction of five elements: first, a unit time-like vector field, associated with the velocity of dynamic aether, second, the pseudoscalar field describing an axionic component of the dark matter, third, the electromagnetic field, fourth, the relativistic multi-component plasma and, fifth, the gravitational field. The initial step of analysis of this model was the reconstruction of the equilibrium states of the axionically-aetherically active plasma, which are characterized by frequent inter-particle collisions. In the second part of the work, presented here, in the framework of isotropic homogeneous cosmological model we consider the collisionless limit of the theory, and thus, we focus on the analysis of the particle dynamics under the influence of axionically-aetherically induced forces. The complete distribution functions, as exact solutions to the kinetic equations, are presented. Based on five examples of the background solutions of the model, we discuss the symptoms of plasma instability provoked by the influence of forces of the friction and tidal types. | 私たちの研究の最初の部分である論文 [I] では、次のモデルを確立しました。 5 つの要素の相互作用: まず、単位時間のようなベクトル場、関連する 動的エーテルの速度、第二に、擬似スカラー場を記述する 暗黒物質のアクシオン成分、3番目は電磁場、 4 番目は相対論的な多成分プラズマ、5 番目は重力プラズマです。 分野。 このモデルの分析の最初のステップは、 アキイオン的・エーテル的活性プラズマの平衡状態。 粒子間の衝突が頻繁に起こるのが特徴です。 の後半では、 ここで紹介されている研究は、等方性均一宇宙論の枠組みで行われています。 理論の衝突のない限界を考慮したモデルなので、次の点に焦点を当てます。 の影響下での粒子動力学の解析 アキシオン的にエーテル的に誘発される力。 完全な配信機能、 運動方程式の正確な解として提示されます。 5つをベースに モデルの背景ソリューションの例では、次の症状について説明します。 摩擦力の影響によって引き起こされるプラズマの不安定性 潮の種類。 |
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| The goal of the MeerKAT radio telescope's pulsar timing array programme (MPTA) is the detection of gravitational waves (GWs) of nanohertz frequencies. Evidence for such a signal was recently announced by the MPTA and several other pulsar timing array (PTA) consortia. Given an array of pulsars and an observation strategy, we consider whether small adjustments to the observing schedule can provide gains in signal-to-noise ratio (S/N) for a stochastic GW background signal produced by a population of massive black hole binaries. Our approach uses a greedy algorithm to reallocate available integration time between pulsars in the array. The overall time dedicated to MPTA observing is kept constant so that there is only minimal disruption to the current observation strategy. We assume a GW signal consistent with those reported. For the sake of demonstrating our method, we also make several simplifying assumptions about the noise properties of the pulsars in the MPTA. Given these assumptions, we find that small adjustments to the observing schedule can provide an increased S/N by $\approx 20\%$ for a $10\,{\rm yr}$ PTA lifespan. | MeerKAT電波望遠鏡のパルサータイミングアレイプログラムの目標 (MPTA) は、ナノヘルツ周波数の重力波 (GW) の検出です。 このような信号の証拠は最近、MPTA および他のいくつかの機関によって発表されました。 パルサー タイミング アレイ (PTA) コンソーシアム。 パルサーの配列と 観測戦略に応じて、観測に微調整を加えるかどうかを検討します。 スケジュールにより、確率的 GW の信号対雑音比 (S/N) を向上させることができます。 大規模なブラック ホール バイナリの集団によって生成されるバックグラウンド信号。 私たちの このアプローチでは、貪欲なアルゴリズムを使用して、利用可能な統合時間を再割り当てします。 アレイ内のパルサー間。 MPTA の観察に費やされる全体の時間は、 一定に保たれるため、電流への影響は最小限に抑えられます。 観察戦略。 GW 信号は報告されている信号と一致すると仮定します。 のために 私たちの方法を実証するために、いくつかの簡略化したものも作成します。 MPTA におけるパルサーのノイズ特性に関する仮定。 これらを踏まえると 仮定すると、観測スケジュールを少し調整することで、 $10\,{\rm yr}$ の PTA 寿命に対して、S/N が $\約 20\%$ 増加します。 |
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| We will summarize recent results on the Hamiltonian equivalence between the Jordan and Einstein frames based on the analysis of Brans-Dicke theory for both cases \omega\neq -\frac{3}{2} and \omega =-\frac{3}{2}. We will introduce and perform ADM analysis for spherically symmetric solutions of gravity. We will discuss with particular care the problem of the boundary terms to be introduced in the general case of spherical symmetry. These two frames are connected through a Hamiltonian canonical transformation on the reduced phase space obtained by gauge fixing the lapse and the radial shift functions. We introduce and discuss two static solutions (Fisher, Janis, Newman and Winicour solution in the Einstein frame and Bocharova-Bronnikov-Melnikov-Bekenstein black hole solution in the Jordan frame) | 以下の間のハミルトニアン等価性に関する最近の結果を要約します。 ジョーダンとアインシュタインのフレームは、両者のブランズ・ディッケ理論の分析に基づいています。 \omega\neq -\frac{3}{2} および \omega =-\frac{3}{2} の場合。 などを紹介していきます 重力の球対称解に対して ADM 解析を実行します。 私達はします 導入される境界項の問題については特に慎重に議論する 球面対称の一般的な場合。 この 2 つのフレームは接続されています 還元位相空間上のハミルトニアン正準変換による ラプスとラジアルシフト機能を固定するゲージによって得られます。 紹介します 2 つの静的ソリューション (Fisher、Janis、Newman、Winicour ソリューション) について説明します。 アインシュタインフレームとボチャロワ・ブロンニコフ・メルニコフ・ベケンシュタインブラックホール ジョーダンフレームでの解決策） |
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| Recently, there were works claiming that path integral quantisation of gauge theories necessarily requires relaxation of Lagrangian constraints. As has also been noted in the literature, it is of course wrong since there perfectly exist gauge field quantisations respecting the constraints, and at the same time the very idea of changing the classical theory in this way has many times appeared in other works. On the other hand, what was done in the path integral approach is fixing a gauge in terms of zero-momentum variables. We would like to show that this relaxation is what normally happens when one fixes such a gauge at the level of action principle in a Lagrangian theory. Moreover, there is an interesting analogy to be drawn. Namely, one of the ways to quantise a gauge theory is to build an extended Hamiltonian and then add new conditions by hand such as to make it a second class system. The constraints' relaxation occurs when one does the same at the level of the total Hamiltonian, i.e. a second class system with the primary constraints only. | 最近、ゲージの経路積分量子化を主張する研究がありました。 理論では必然的にラグランジュ制約の緩和が必要になります。 また同様に 文献に記載されていますが、それは完全に存在するため、もちろん間違いです。 制約を考慮したゲージ フィールドの量子化、および同時に このように古典理論を変更するというアイデア自体は何度も登場しました 他の作品でも。 一方、経路積分アプローチでは何が行われたか ゼロ運動量変数に関してゲージを修正しています。 私たちが見せたいのは この弛緩は、そのようなゲージを一定の位置に固定したときに通常起こるものであるということ ラグランジュ理論における行動原理のレベル。 さらに、 興味深い例えが導き出されます。 つまり、ゲージを量子化する方法の 1 つ 理論的には、拡張ハミルトニアンを構築し、新しい条件を手動で追加することです。 二級制度にするとか。 制約の緩和が起こる 同じことを合計ハミルトニアンのレベル、つまり 2 番目のレベルで行うと、 主な制約のみを持つクラス システム。 |
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| Independent component analysis (ICA) is a method to extract a set of time-series data using ``statistical independency" of each component. We applied ICA to extract gravitational wave (GW) signals directly from the detector data. Our idea is to extract a coherent signal that is included in multiple detectors and find it by shifting the data set around its arrival time. In this article, we report several tests using injected signals, and show that this method works for inspiral-wave events with a signal-to-noise ratio of $>$ 15. We then applied the method to actual LIGO-Virgo-KAGRA O1-O3 events, and showed that the identification of the arrival time can be estimated more precisely than previously reported. This approach does not require templates of waveform, therefore it is attractive for testing theories of gravity, and for finding unknown GW. | 独立成分分析 (ICA) は、一連の要素を抽出する手法です。 各要素の「統計的独立性」を利用して時系列データを作成します。 ICA を適用して重力波 (GW) 信号を直接抽出しました。 検出器のデータ。 私たちのアイデアは、に含まれるコヒーレントな信号を抽出することです。 複数の検出器を使用し、到着に合わせてデータセットをシフトすることで検出します。 時間。 この記事では、注入された信号を使用したいくつかのテストを報告し、次のことを示します。 この方法は、信号対雑音比が $>$ 15. 次に、この方法を実際の LIGO-Virgo-KAGRA O1-O3 イベントに適用しました。 到着時刻の特定がより推定できることを示した 以前に報告されたよりも正確に。 このアプローチでは、次のテンプレートは必要ありません。 したがって、重力の理論をテストするのに魅力的です。 未知のGWを発見。 |
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| As analogues of compact objects, solitons have attracted significant attention. We reveal that cylindrical Q-strings exhibit a dynamical instability to perturbations with wavelengths exceeding a threshold $\lambda>\lambda_{c}$. This instability can destroy the invariance in the cylindrical direction, as a generation mechanism for Q-balls, similar to the formation of droplets. As the interface of Q-strings approaches a thin wall, this long-wavelength instability degenerates into the Rayleigh-Plateau instability with a threshold related only to the geometric radius $\lambda_{c}=2\pi R$. Such results indicate that Q-strings, like black strings, resemble low-viscosity fluids with surface tension. | ソリトンはコンパクトな物体の類似物として重要な注目を集めています。 注意。 円筒形の Q ストリングが動的不安定性を示すことを明らかにします。 閾値 $\lambda>\lambda_{c}$ を超える波長による摂動。 この不安定性により、円筒方向の不変性が破壊される可能性があります。 液滴の形成と同様の Q ボールの生成メカニズム。 として Qストリングの界面が薄い壁に近づくと、この長波長の不安定性が生じます。 閾値のみが関係するレイリープラトー不安定性に退化する 幾何学半径 $\lambda_{c}=2\pi R$ に変換します。 このような結果は、次のことを示しています。 Q ストリングは黒い糸のように、表面が低粘度の液体に似ています。 張力。 |
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| The Higgs inflation model with nonminimal coupling, while disfavored by the 1$\sigma$ region of the latest Atacama Cosmology Telescope (ACT) observational data, can be reconciled with the ACT data by incorporating the effects of reheating. In this paper, we consider reheating with a constant equation of state $w_{re}$. To simultaneously satisfy the ACT data and ensure that the temperature at the end of reheating is above the threshold required for Big Bang Nucleosynthesis, we find that the equation of state must satisfy $w_{re} \gtrsim 2/3$. For the special cases of $w_{ re} = 2/3$ and $w_{ re} = 1$, the number of e-folds during reheating must lie within the ranges $31.6 \leq N_{ re} \leq 32.8$ and $15.8 \leq N_{ re} \leq 27.3$, respectively. Our findings suggest that by considering reheating, a wide range of inflationary models, such as $R^2$ inflation, hilltop inflation, E-model inflation, and T-model inflation, can also be made consistent with the ACT observational data. | 非最小結合を持つヒッグス インフレーション モデルですが、 最新のアタカマ宇宙望遠鏡 (ACT) 観測の 1$\sigma$ 領域 の効果を組み込むことで、ACT データと照合できます。 再加熱中。 この論文では、次の定数方程式を使用して再加熱を検討します。 $w_{re}$ 状態。 ACT データを満たすと同時に、 再加熱終了時の温度がビッグに必要なしきい値を超えています。 元素合成を実行すると、状態方程式が $w_{re} を満たす必要があることがわかります。 \gtrsim 2/3$。 $w_{ re} = 2/3$ および $w_{ re} = 1$ の特殊なケースでは、 再加熱中の e-fold の数は $31.6 \leq N_{ の範囲内でなければなりません それぞれ、re} \leq 32.8$ と $15.8 \leq N_{ re} \leq 27.3$ です。 私たちの調査結果 再加熱を考慮することで、幅広いインフレモデルを提案します。 $R^2$ インフレーション、ヒルトップ インフレーション、E モデル インフレーション、T モデルなど インフレ率も ACT 観測データと一致させることができます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Using the formalism of geometrothermodynamics, we investigate the phase-transition structure and microstructure of the Kerr-anti-de Sitter black hole and show the relationship with its shadow structure. By treating the curvature radius as a thermodynamic variable, we ensure scaling consistency and model the system as quasi-homogeneous. In the canonical ensemble, we identify critical points and characterize both first- and second-order phase transitions independently of pressure. In the grand-canonical ensemble, we reveal a distinct phase structure, including the Hawking-Page transition. We derive analytical expressions for the Kerr-anti-de Sitter black hole shadow and its critical parameters, using shadow thermodynamics to construct asymmetric shadow profiles that capture the phase-transition structure. Finally, we show that the singularities of the geometrothermodynamic curvature in the shadow align with divergences in thermodynamic response functions, confirming the correspondence between shadows, phase transitions, and microstructure. | 幾何熱力学の形式主義を使用して、 カーアンチドジッターブラックの相転移構造と微細構造 穴とその影の構造との関係を示します。 を治療することで、 曲率半径を熱力学的変数として使用することで、スケーリングの一貫性を確保し、 システムを準均質なものとしてモデル化します。 正準アンサンブルでは、次のように識別します。 臨界点を特定し、一次相転移と二次相転移の両方を特徴付ける 圧力とは無関係に。 壮大な規範的なアンサンブルの中で、私たちは次のことを明らかにします。 ホーキングページ転移を含む明確な相構造。 導き出します カー対デ・シッター ブラックホールの影とその影の分析式 重要なパラメータ、シャドウ熱力学を使用して非対称シャドウを構築する 相転移構造を捉えたプロファイル。 最後に、 影の幾何熱力学的曲率の特異点は次のように一致します。 熱力学応答関数の発散、対応関係の確認 影、相転移、微細構造の間。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this work, we revisit the thermodynamics of black holes endowed with primary and secondary scalar hair in the shift and ${\rm Z}_2$ symmetric subclass of beyond Horndeski gravity. Under a specific fine-tuning of the scalar parameter $q$ in terms of the black hole mass, the singular black-hole solution with primary scalar hair reduces to the regular Bardeen solution featuring secondary scalar hair. We first demonstrate that the traditional thermodynamic approach fails to yield a consistent Smarr formula for both solutions under consideration. To address this issue, we adopt the approach introduced in [Phys.Rev.Lett. 132 (2024) 19, 191401], and we derive both the first law of black hole thermodynamics and the Smarr formula, offering a consistent thermodynamic description for scalar-hairy black holes. As an additional outcome, our analysis reveals a connection between the solutions with primary and secondary scalar hair. | この研究では、次のような性質を備えたブラック ホールの熱力学を再検討します。 シフト内のプライマリとセカンダリのスカラー ヘアと ${\rm Z}_2$ 対称 ホーンデスキ重力を超えたサブクラス。 特定の微調整の下で、 ブラック ホールの質量、特異ブラック ホールに関するスカラー パラメーター $q$ 一次スカラーヘアを含む解は通常のバーディーン解に帰着します 二次スカラー毛が特徴です。 まず、従来の 熱力学的アプローチでは、両方に対して一貫した Smarr 式を導き出すことができません。 解決策は検討中です。 この問題に対処するために、私たちは次のアプローチを採用します。 [Phys.Rev.Lett.] で紹介されました。 132 (2024) 19, 191401] と、次の両方を導き出します。 ブラック ホール熱力学の第一法則とスマー公式により、 スカラーヘアリーブラックホールの一貫した熱力学的記述。 として 追加の結果として、私たちの分析によりソリューション間の関連性が明らかになりました。 一次および二次スカラーヘアを備えています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We disclose the thermodynamical properties of the apparent horizon in a nonsingular universe. We take into account the zero-point length correction to the gravitational potential and derive the modified entropy expression that includes zero-point length correction terms. We apply the first law of thermodynamics on the apparent horizon as well as the emergent gravity scenario to derive the modified Friedmann equations. Further, we examine the time evolution of the total entropy, including the entropy of the apparent horizon and the matter field entropy inside the horizon and find out that the generalized second law of thermodynamics is satisfied. We also investigate the cosmological implications of the modified cosmology through zero-point length. We observe that the zero-point length correction does not change the general profile of the universe evolution, however, it shifts the time of the phase transition in a universe filled with matter and cosmological constant. We explore the age of the universe for our model and observe that the predicted age of the universe becomes larger compared to the standard cosmology. By calculating the explicit form of Ricci and Kretchmann invariants, we confirm that in our model, the initial singularity of the universe is removed. This is an expected result, because the main motivation for considering zero-point length correction in the gravitational potential is to remove singularity at the origin. | 我々は、見かけの地平線の熱力学的特性を次の方法で明らかにします。 特異でない宇宙。 ゼロ点の長さの補正を考慮して、 重力ポテンシャルを計算し、修正されたエントロピー式を導出します。 ゼロ点長補正項を含みます。 次の第一法則を適用します 見かけの地平線上の熱力学と創発重力シナリオ 修正フリードマン方程式を導き出します。 さらに時間を調べてみると、 見かけの地平線のエントロピーを含む全エントロピーの進化 地平線の内側の物質場のエントロピーと、 一般化された熱力学第 2 法則が満たされます。 についても調査します。 ゼロ点の長さによる修正宇宙論の宇宙論的意味。 ゼロ点長の補正によって全体的な値が変化しないことがわかります。 宇宙進化のプロファイル、しかしそれは位相の時間をシフトします 物質と宇宙定数で満たされた宇宙の遷移。 私たちは 私たちのモデルの宇宙の年齢を調査し、予測されることを観察します。 宇宙の年齢は標準的な宇宙論に比べて大きくなります。 による リッチおよびクレッチマンの不変量の明示的な形式を計算して確認します。 私たちのモデルでは、宇宙の初期特異点が除去されているということです。 これは ゼロ点を考慮する主な動機は予想どおりの結果です。 重力ポテンシャルにおける長さの補正は、次の点での特異点を除去することです。 起源。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| There exist two branches of static and spherically symmetric black hole solutions in Einstein-Weyl theory: one is the Schwarzschild black hole, and the other is a numerically constructed black hole that bifurcates from the Schwarzschild solution. Similarly, there are two branches of charged black holes in Einstein-Weyl-Maxwell theory. We have uncovered the relationships between the charged black holes and the neutral ones. The two charged black holes branch out from the bifurcation point of the neutral ones once charge is added. We found that one of the charged black holes is entirely different from the Reissner-Nordstr\"om (RN) black hole, while the other is similar to the RN black hole. In particular, the RN-like black hole approaches the RN black hole as the charge increases. We calculated the charge-to-mass ratio of the RN-like charged black hole in the near-extremal limit, and the value is less than that of the extremal RN black hole. Since we consider the higher-derivative Weyl square term as part of the classical gravity theory, rather than as a quantum effect, our result sets a lower bound on the charge-to-mass ratio in the context of the Weak Gravity Conjecture. | 静的かつ球対称のブラック ホールには 2 つの分岐が存在します。 アインシュタイン・ワイル理論の解: 1 つはシュヴァルツシルト ブラック ホール、もう 1 つはシュヴァルツシルト ブラック ホールです。 もう 1 つは、数値的に構築されたブラック ホールであり、 シュワルツシルトソリューション。 同様に、帯電黒の 2 つの分岐があります。 アインシュタイン・ワイル・マクスウェル理論の穴。 私たちは関係を明らかにしました 帯電したブラックホールと中性のブラックホールの間。 二人は黒く染まった 電荷が充電されると、中性の穴の分岐点から穴が分岐します。 追加した。 帯電したブラック ホールの 1 つは、他のブラック ホールとはまったく異なるものであることがわかりました。 Reissner-Nordstr\"om (RN) ブラック ホール、もう 1 つは RN に似ています ブラックホール。 特に、RN 様ブラックホールは RN ブラックホールに接近します。 料金が増えるので。 RN 様の電荷対質量比を計算しました。 極値に近い帯電ブラックホール、およびその値よりも小さい値 極限RNブラックホールの様子。 ワイルの高次導関数を考えるので、 量子としてではなく、古典的な重力理論の一部としての二乗項 この結果、電荷対質量比の下限が設定されます。 弱重力予想の文脈。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We introduce a unified model of early and late dark energy. We call it {\it quintessential early dark energy} model where early and late dark energy are explained by a single scalar field {\it i.e.}, two different energy scales are related by a single scalar field potential. To achieve this we introduce the modified steep exponential potential, which is chosen phenomenologically. This potential has a hilltop nature during the early time which consists of a flat region followed by a steep region. This nature of the potential plays a crucial role in achieving early dark energy solution. During recent time, the potential can almost mimic the cosmological constant which can result into late time acceleration. But, at the perturbation level the potential shows significant difference with the $\Lambda$CDM model. We also constrain and compare the models for steep exponential, modified steep exponential, axionlike and power law potentials by using the available background cosmological data from CMB, BAO (including DESI DR1 2024), supernovae (Pantheon$+$, DESY5 and Union3) and Hubble parameter measurements. Even after the presence of required EDE solution in all four potentials we don't get any significant improvement in the value of $H_0$. The maximum improvement we get in the present value of Hubble parameter compared to the standard $\Lambda$CDM model is for the axionlike potential. For other potentials the constraints are similar to the $\Lambda$CDM model. We also see that the data prefers $\Lambda$CDM model over the considered scalar field models at least for the data combinations with Pantheon$+$ and Union3. | 初期および後期のダーク エネルギーの統一モデルを紹介します。 私たちはそれを {\it と呼んでいます 初期ダーク エネルギーの典型的なモデル} 初期ダーク エネルギーと後期ダーク エネルギーが存在するモデル 単一のスカラー場 {\it i.e.} で説明され、2 つの異なるエネルギー スケールは次のようになります。 単一のスカラー場ポテンシャルによって関連付けられます。 これを達成するために、 現象学的に選択される、修正された急峻な指数関数的ポテンシャル。 これ ポテンシャルは初期には平坦な丘の上の性質を持っています。 領域の後に急峻な領域が続きます。 この潜在的な性質は重要な役割を果たします ダークエネルギーの早期解決を達成する上での役割。 最近では、潜在的な 宇宙定数をほぼ模倣できるため、時間が遅れる可能性があります 加速度。 しかし、摂動レベルでは潜在的な可能性が顕著であることを示しています。 $\Lambda$CDM モデルとの違い。 また、制約と比較を行います。 急峻な指数関数、修正された急峻な指数関数、アクシオン状およびパワーのモデル CMB から入手可能なバックグラウンド宇宙論データを使用した法則ポテンシャル、 BAO (DESI DR1 2024 を含む)、超新星 (Pantheon$+$、DESY5 および Union3)、および ハッブルパラメータの測定。 必要な EDE ソリューションが存在した後でも 4 つの可能性すべてにおいて、値の大幅な改善は得られません。 $H_0$。 ハッブルパラメータの現在値で得られる最大の改善 標準の $\Lambda$CDM モデルと比較すると、axionlike ポテンシャルが対象となります。 のために その他の可能性としては、制約は $\Lambda$CDM モデルに似ています。 私たちも データが考慮されたスカラーフィールドよりも $\Lambda$CDM モデルを優先していることを確認します。 少なくとも Pantheon$+$ および Union3 とのデータの組み合わせをモデル化します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This study explores how the spontaneous violation of Lorentz symmetry -- modeled through a black hole solution in the context of bumblebee gravity -- affects the propagation and dynamics of neutrinos. The investigation centers on three distinct aspects: the rate of energy deposition due to neutrino-antineutrino pair annihilation, modifications to the neutrino oscillation phase driven by the underlying spacetime structure, and the influence of gravitational lensing on flavor conversion probabilities. To support the theoretical considerations, numerical simulations are conducted for oscillation probabilities in a two-flavor framework, taking into account both normal and inverted mass orderings. For comparison, the outcomes are juxtaposed with those obtained in a different Lorentz-violating background, namely, a black hole solution within Kalb-Ramond gravity. | この研究は、ローレンツ対称性の自発的破れがどのように起こるかを調査します。 マルハナバチの重力のコンテキストにおけるブラック ホール ソリューションを通じてモデル化された -- ニュートリノの伝播とダイナミクスに影響を与えます。 捜査の中心となるのは、 3 つの異なる側面: ニュートリノ-反ニュートリノ対消滅、ニュートリノの改変 基礎となる時空構造によって駆動される振動位相、および フレーバー変換確率に対する重力レンズの影響。 に 理論的考察をサポートし、数値シミュレーションが実行されます。 両方を考慮した、2 つのフレーバーのフレームワークにおける振動確率 通常の大量順序と逆大量順序。 比較のために、結果を並べて示します 異なるローレンツ違反の背景で得られたもの、つまり カルブ・ラモンド重力内のブラックホールの解決策。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We analyze Planck scale induced modifications of the relativistic time dilation using data from the Muon Storage Ring experiment at CERN. By examining the lifetimes of muons, we establish, for the first time, a constraint on such quantum gravity-inspired deformations using this channel. The magnitude of the effect indicates that the study of cosmic rays is a well suited arena for this scenario. We show, that the spectrum of muons would be significantly affected for particles at the PeV scale. Since this later observation of the effect of time dilation is more indirect compared to a direct lifetime measurement, we encourage to perform a high precision measurement of the muon lifetime as a function of the muon's energy. | プランクスケールによって引き起こされる相対論的時間の変更を解析します CERN のミュオン蓄積リング実験のデータを使用した膨張。 調べることで ミュオンの寿命について、我々は初めて、そのような制約を確立した。 このチャネルを使用した量子重力による変形。 の大きさ この効果は、宇宙線の研究がこの分野に適していることを示しています。 シナリオ。 ミュオンのスペクトルが大きな影響を受けることを示します PeV スケールの粒子の場合。 この後の効果の観察以来、 時間の遅れは直接的な寿命測定に比べて間接的であるため、 ミュオンの寿命を高精度に測定することを奨励します。 ミュオンのエネルギーの働き。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the observational implications of a gravitational model wherein the gravitational constant $G$ and the cosmological constant $\Lambda$ exhibit scale-dependent behavior at the perturbative level, while preserving the General Relativity (GR) field equations at the background. This model is motivated by the potential influence of large-scale (infrared) Renormalization Group (RG) corrections to gravity and is constructed upon an effective action incorporating a scale definition via Lagrange multipliers. We explore the effects of these modifications during the recombination epoch with particular focus on their impact on the structure of acoustic oscillations. Additionally, we perform a comprehensive parameter fitting analysis using data from the Cosmic Microwave background (CMB), type Ia Supernovae (SN Ia), Baryon Acoustic Oscilations (BAO) and Redshift Space Distortions (RSD). Our results indicate that the RG corrections here considered are consistent with the main predictions of the $\Lambda$CDM model, and they slightly increase the uncertainties in the parameter estimations. Such small differences cannot be used to dismiss the current cosmological tensions. Although previous results indicated that this model is more flexible than $\Lambda$CDM regarding RSD data, potentially alleviating tensions, this advantage becomes negligible with the current extended data set. The framework maintains its theoretical consistency and foundation; however, unless further generalized, it cannot effectively address current cosmological issues. | 重力モデルの観測上の意味を調査します ここで、重力定数 $G$ と宇宙定数 $\Lambda$ を維持しながら、摂動レベルでスケール依存の挙動を示します。 背景にある一般相対性理論 (GR) 場方程式。 このモデルは 大規模（赤外線）繰り込みの潜在的な影響によって動機付けられる グループ (RG) は重力を修正し、効果的なアクションに基づいて構築されます。 ラグランジュ乗算器を介してスケール定義を組み込む。 私たちは、 特定の組換え時代におけるこれらの修飾の影響 音響振動の構造に対するそれらの影響に焦点を当てます。 さらに、 からのデータを使用して、包括的なパラメータフィッティング分析を実行します。 宇宙マイクロ波背景放射 (CMB)、Ia 型超新星 (SN Ia)、バリオン音響 振動 (BAO) と赤方偏移空間歪み (RSD)。 私たちの結果が示しているのは、 ここで考慮されている RG の修正は主要な内容と一致していること $\Lambda$CDM モデルの予測により、 パラメータ推定の不確実性。 そんな小さな違いはあり得ない 現在の宇宙論的緊張を無視するために使用されます。 前回の結果ですが このモデルは RSD に関して $\Lambda$CDM よりも柔軟であることを示しました データを活用することで緊張が緩和される可能性がありますが、この利点は次の場合には無視できます。 現在の拡張データセット。 フレームワークは理論的なものを維持します 一貫性と基礎。 ただし、さらに一般化しない限り、 現在の宇宙論的問題に効果的に対処します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This paper presents a systematic exploration of exact solutions for electrically charged wormholes, black holes, and black bounces within the hybrid metric-Palatini gravity (HMPG) framework. HMPG combines features of the metric and Palatini formulations of modified gravity, offering a powerful approach to address challenges in General Relativity, particularly those related to cosmic acceleration and dark matter. We examine configurations characterized by a zero scalar potential under spherical symmetry, and present solutions in both the Jordan and Einstein conformal frames. A diverse set of solutions emerges, including traversable wormholes, black holes with double horizons, and ``black universe'' models in which spacetime beyond the horizon leads to an expanding cosmological solution rather than a singularity. Each configuration is categorized according to the properties of the scalar field, with an in-depth analysis of the horizon and throat structures, asymptotic behaviour, and singularities. These findings underscore the versatility of HMPG in capturing complex gravitational phenomena and broadens the scope of the theory, offering a robust framework for modelling gravitational phenomena across a range of astrophysical contexts. Future work will benefit from extending these solutions to include scalar potentials, addressing both early-universe inflation and late-time acceleration, and applying observational data, such as gravitational lensing and gravitational wave measurements. | この文書では、次のような正確な解決策を体系的に探求します。 内部の帯電したワームホール、ブラックホール、ブラックバウンス ハイブリッド メトリック - Palatini Gravity (HMPG) フレームワーク。 HMPG は、次の機能を組み合わせています。 メートル法とパラティーニ法による修正重力の定式化により、強力な 一般相対性理論における課題、特に課題に対処するためのアプローチ 宇宙の加速と暗黒物質に関係する。 構成を検討します 球面対称下でのゼロ スカラー ポテンシャルによって特徴付けられ、現在 ジョーダンとアインシュタインの両方の等角系での解。 多様なセット 通過可能なワームホール、二重構造を持つブラックホールなどの解決策が出現 地平線と、地平線の彼方に時空が存在する「ブラックユニバース」モデル 特異点ではなく拡大する宇宙論的解決につながります。 それぞれ 設定はスカラーフィールドのプロパティに従って分類されます。 地平線とスロート構造の詳細な分析により、漸近的に 動作と特異点。 これらの調査結果は、HMPG の多用途性を強調しています。 複雑な重力現象を捉え、その範囲を広げます。 理論、重力現象をモデル化するための堅牢なフレームワークを提供します。 天体物理学のさまざまな文脈にわたって。 今後の仕事に役立つのは、 これらのソリューションを拡張してスカラー ポテンシャルを含め、両方に対処します。 宇宙初期のインフレーションと後期加速、そして観測結果の応用 重力レンズや重力波測定などのデータ。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We explore the impact of finite-temperature quantum gravity effects on cosmological parameters, particularly the cosmological constant $\Lambda$, by incorporating temperature-dependent quantum corrections into the Hubble parameter. For that purpose, we modify the Cosmic Linear Anisotropy Solving System. We introduce new density parameters, $\Omega_{\Lambda_2}$ and $\Omega_{\Lambda_3}$, arising from finite-temperature quantum gravity contributions, and analyze their influence on the cosmic microwave background power spectrum using advanced machine learning techniques, including artificial neural networks and stochastic optimization. Our results reveal that $\Omega_{\Lambda_3}$ assumes a negative value, consistent with dimensional regularization in renormalization and that the presence of $\Omega_{\Lambda_2}$ as well as $\Omega_{\Lambda_3}$ significantly enhances model accuracy. Numerical analyses demonstrate that the inclusion of these parameters improves the fit to 2018 Planck data, suggesting that finite-temperature quantum gravity effects play a non-negligible role in cosmological evolution. Although the Hubble tension persists, our findings highlight the potential of quantum gravitational corrections in refining cosmological models and motivate further investigation into higher-order thermal effects and polarization data constraints. | 私たちは有限温度における量子重力の影響を調査します。 宇宙論的パラメータ、特に宇宙論的定数 $\Lambda$ は、 温度依存の量子補正をハッブルに組み込む パラメータ。 そのために、Cosmic Linear Anisotropy Solving を変更します。 システム。 新しい密度パラメータ $\Omega_{\Lambda_2}$ と $\Omega_{\Lambda_3}$、有限温度量子重力から生じる 寄与を調査し、宇宙マイクロ波背景放射への影響を分析する 人工的なものを含む高度な機械学習技術を使用したパワースペクトル ニューラルネットワークと確率的最適化。 私たちの結果は次のことを明らかにしました $\Omega_{\Lambda_3}$ は、次元と一致する負の値を想定します 繰り込みにおける正則化と $\Omega_{\Lambda_2}$ の存在 $\Omega_{\Lambda_3}$ だけでなく、モデルの精度も大幅に向上します。 数値解析により、これらのパラメーターを含めることで改善されることが実証されています。 2018 年のプランク データへの適合は、有限温度量子重力が存在することを示唆しています。 影響は宇宙論的進化において無視できない役割を果たします。 とはいえ、 ハッブル緊張は持続、私たちの発見は量子の可能性を浮き彫りにする 宇宙論モデルを洗練する際の重力補正とさらなる動機付け 高次の熱効果と分極データの調査 制約。 |
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| In a few recent manuscripts, we used the affine connection to introduce two massless scalar fields in the Einstein-Palatini action. These fields lead to non-metricity. In this article, we will discuss the significance of these fields in inflation and dark energy. We will construct a Lagrangian formalism to include these scalar fields in a theory of gravity coupled with ordinary matter and radiation. We will find that these fields need not to be included in the actions of interacting gauge theories coupled with conserved fermionic vector currents as a part of the connection. The same remains valid for ordinary scalar fields. We can couple the connection-scalars with ordinary matter by adding suitable interaction terms. In this context, we will find that Stokes' theorem leads us to include the right-handed neutrinos in the electroweak theory in curved spacetime even with the Levi-Civita connection. This is required to obtain consistent equations of motion and anomaly-free conserved vector current for the neutrinos. Axial vector currents for different Dirac fields may remain anomalous. The right-handed neutrinos can be useful to explain neutrino oscillation and dark matter. We will also discuss the possibility of introducing massless finite integer spin particles using second rank symmetric traceless tensors with reference to the corresponding little group in flat spacetime. We will show that we can use massless (A,A) type fields in Minkowski space to introduce massless finite integer spin particles. | 最近のいくつかの原稿では、アフィン接続を使用して 2 つのことを紹介しました。 アインシュタイン・パラティーニ作用における質量のないスカラー場。 これらの分野は、 非計量性。 この記事では、これらの重要性について説明します。 インフレーションとダークエネルギーの分野。 ラグランジュ形式主義を構築します これらのスカラー場を通常の重力理論と組み合わせて組み込むこと 物質と放射線。 これらのフィールドを含める必要がないことがわかります。 相互作用するゲージ理論と保存されたフェルミオンの作用 ベクトル電流を接続の一部として使用します。 同じことが引き続き有効です 通常のスカラーフィールド。 接続スカラーを通常の接続スカラーと組み合わせることができます。 適切な交互作用項を追加することで問題を解決します。 この文脈で、次のことがわかります。 ストークスの定理により、右巻きニュートリノが含まれることになります。 レヴィ-チヴィタ接続があっても曲がった時空における電弱理論。 これは、一貫した運動方程式を取得し、異常のないようにするために必要です。 ニュートリノの保存ベクトル電流。 さまざまな軸方向ベクトル電流 ディラック場は異常なままである可能性があります。 右巻きニュートリノは次のような用途に役立ちます。 ニュートリノ振動と暗黒物質について説明します。 についても議論します。 2番目を使用して質量のない有限整数スピン粒子を導入する可能性 対応する小さなものを参照して対称トレースレス テンソルをランク付けします 平らな時空のグループ。 質量のない (A,A) タイプを使用できることを示します ミンコフスキー空間の磁場を利用して、質量のない有限整数スピン粒子を導入します。 |
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| We construct a model for the nucleation of a wormhole within a Lorentzian spacetime by employing techniques from topological surgery and Morse theory. In our framework, a $0$-surgery process describes the neighborhood of the nucleation point inside a compact region of spacetime, yielding a singular Lorentzian cobordism that connects two spacelike regions with different topologies. To avoid the singularity at the critical point of the Morse function, we employ the Misner trick of taking a connected sum with a closed $4$-manifold -- namely $\mathbb{CP}^2$ -- to obtain an everywhere non-degenerate Lorentzian metric. This connected sum replaces the naked singularity -- unavoidable in topology-changing spacetimes -- with a region containing closed timelike curves. The obtained spacetime is, therefore, non-singular but violates all the standard energy conditions. Our construction thus shows that a wormhole can be "created" without singularities in classical general relativity. | ローレンツ関数内のワームホールの核形成のモデルを構築します。 トポロジカル外科とモース理論の技術を利用して時空を再現します。 で 私たちのフレームワークでは、$0$ の手術プロセスが、 時空のコンパクトな領域内の核生成点で、特異点を生成します。 2 つの宇宙のような領域を異なるものと結び付けるローレンツのコボルディズム トポロジ。 モールスの臨界点における特異点を回避するには 関数では、閉じた値で接続された合計を計算するというマイズナーのトリックを使用します。 $4$-manifold -- つまり $\mathbb{CP}^2$ -- どこでも 非縮退ローレンツ計量。 この接続された合計は、裸の合計に置き換わります。 特異点 -- トポロジーが変化する時空では避けられない -- 領域を伴う 時間のような閉じた曲線が含まれています。 したがって、得られた時空は、 特異ではありませんが、すべての標準エネルギー条件に違反します。 私たちの施工 したがって、ワームホールは古典的な特異点なしで「作成」できることを示しています。 一般相対性理論。 |
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| We analyze how non-relativistic effective models for the magnetic coupling of a spin to the electromagnetic field (proportional to $\hat{\boldsymbol{\sigma}}\cdot \boldsymbol{B}$) emerge from a full quantum field theoretical description of charged fermionic fields with the quantum electromagnetic field. This allows us to keep track of relativistic corrections to the models commonly used in experimental spin physics. We discuss how this interaction compares to the usual simplified models used in relativistic quantum information. | 磁気結合に対する非相対論的有効モデルがどのように機能するかを分析します。 電磁場へのスピン (に比例) $\hat{\boldsymbol{\sigma}}\cdot \boldsymbol{B}$) は完全な量子から出現します 量子を用いた荷電フェルミオン場の理論的記述 電磁場。 これにより、相対論的補正を追跡できるようになります。 実験的なスピン物理学で一般的に使用されるモデルに適用されます。 これがどのようにして行われるかについて話し合います 相互作用は、相対論的理論で使用される通常の単純化されたモデルと比較されます。 量子情報。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper, written in memory of Alexei Starobinsky, we discuss the observational viability of the Ph-$\Lambda_{\rm s}$CDM model - a dynamical dark energy scenario based on a phantom scalar field undergoing an anti-de Sitter (AdS) to de Sitter (dS) transition - and revisit the Sahni-Shtanov braneworld model in light of updated BAO Ly-$\alpha$ data at $z \sim 2.3$. Both models are able to remain consistent with Planck CMB data while offering potential resolutions to the $H_0$ tension. In both cases, the expansion rate $H(z)$ is suppressed relative to Planck-$\Lambda$CDM at high redshift and enhanced at low redshift, while remaining consistent with the comoving distance to recombination as estimated by Planck-$\Lambda$CDM. Comparing model predictions with BAO-inferred values of $H(z)$, we find that SDSS Ly-$\alpha$ data at $z \approx 2.33$ mildly favor such dynamical models, whereas the recent DESI Ly-$\alpha$ measurements agree more closely with $\Lambda$CDM. Although current high-redshift BAO data do not decisively favor one model over another, our findings illustrate how frameworks originally developed to address earlier anomalies - such as the braneworld scenario - may gain renewed relevance in confronting today's cosmological tensions. | アレクセイ・スタロビンスキーを追悼して書かれたこの論文では、 Ph-$\Lambda_{\rm s}$CDM モデルの観測的実行可能性 - 動的ダーク 反デ・シッター現象が起こるファントム・スカラー場に基づくエネルギー・シナリオ (AdS) から de Sitter (dS) への移行 - そしてサーニ・シュタノフのブレインワールドを再訪 $z \sim 2.3$ の更新された BAO Ly-$\alpha$ データを考慮したモデル。 どちらのモデルも 可能性を提供しながらプランク CMB データとの一貫性を維持できる $H_0$ の緊張を解決します。 どちらの場合も、膨張率 $H(z)$ は次のようになります。 Planck-$\Lambda$CDM と比較して、赤方偏移が高い場合は抑制され、赤方偏移が低い場合は増強されます。 赤方偏移、までの移動距離との一貫性を維持しながら Planck-$\Lambda$CDM によって推定される組換え。 モデル予測の比較 $H(z)$ の BAO 推論値を使用すると、SDSS Ly-$\alpha$ データが $z にあることがわかります。 \約 2.33$ はこのような動的モデルをやや支持しますが、最近の DESI Ly-$\alpha$ の測定値は $\Lambda$CDM とより密接に一致します。 現在ではありますが 高赤方偏移 BAO データは、あるモデルが別のモデルよりも決定的に有利であるわけではありません。 調査結果は、フレームワークが当初どのように早期に対処するために開発されたかを示しています Braneworld シナリオなどの異常は、今後新たな関連性を獲得する可能性があります。 今日の宇宙論的な緊張に直面しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We propose a model for a finite-size particle detector, which allows us to derive its stress-energy tensor. This tensor is obtained from a covariant Lagrangian that describes not only the quantum field that models the detector, $\phi_{\text{d}}$, but also the systems responsible for its localization: a complex scalar field, $\psi_{\text{c}}$, and a perfect fluid. The local interaction between the detector and the complex field ensures the square integrability of the detector modes, while the fluid serves to define the spatial profile of $\psi_{\text{c}}$, localizing it in space. We then demonstrate that, under very general conditions, the resulting energy tensor -- incorporating all components of the system -- is physically reasonable and satisfies the energy conditions. | 有限サイズの粒子検出器のモデルを提案します。 その応力エネルギーテンソルを導出します。 このテンソルは共変から取得されます 検出器をモデル化する量子場だけでなく、 $\phi_{\text{d}}$ だけでなく、そのローカリゼーションを担当するシステムも含まれます。 複素スカラー場、$\psi_{\text{c}}$、および完全流体。 地元の 検出器と複素磁場の間の相互作用により、二乗が保証されます。 流体は検出器モードの統合性を定義する役割を果たします。 $\psi_{\text{c}}$ の空間プロファイルを空間内でローカライズします。 そのとき私たちは 非常に一般的な条件下で、結果として得られるエネルギー テンソル - システムのすべてのコンポーネントを組み込む -- 物理的に合理的であり、 エネルギー条件を満たしています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Fast radio bursts (FRBs) can be explained by collapsing axion stars, imposing constraints on the axion parameter space and providing valuable guidance for experimental axion searches. In the traditional post-inflationary model, axion stars could constitute up to $75\%$ of the dark matter component, suggesting that some axion stars may exist within the solar system. Photons with energy half the axion mass can stimulate axion decay. Thus, directing a powerful radio beam at an axion star could trigger its stimulated decay, producing a detectable echo. Using this method, we find it is possible to test the existence of dilute axion stars with maximum masses ranging from $6.21\times10^{-12}M_\odot$ to $2.61\times10^{-10}M_\odot$, as constrained by FRBs, within the solar system. The resulting echo from axion stars constrained by FRBs could be detectable by terrestrial telescopes. Detecting such an echo would confirm the existence of axion stars, unravel the mystery of dark matter, and provide key evidence that some FRBs originate from collapsing axion stars. Furthermore, FRBs produced by axion star collapses could serve as standard candles, aiding in the resolution of the Hubble tension. If no echo is detected using this method, it would place constraints on the abundance of dark matter in the form of dilute axion stars with maximum masses in the range of $6.21\times10^{-12}M_\odot$ to $2.61\times10^{-10}M_\odot$. | 高速電波バースト (FRB) は、アクシオン星が崩壊し、衝撃を与えることで説明できる axion パラメータ空間の制約と、有益なガイダンスを提供します。 実験的なアクシオン検索。 従来のポストインフレモデルでは、アクシオン 星は暗黒物質成分の最大 $75\%$ を構成する可能性があり、これは示唆しています いくつかのアクシオン星が太陽系内に存在する可能性があります。 エネルギーを持った光子 アクシオンの質量の半分はアクシオンの崩壊を刺激する可能性があります。 こうして、強力なラジオを演出 アクシオン星へのビームはその刺激された崩壊を引き起こし、 検出可能なエコー。 この方法を使用すると、 最大質量が以下の範囲にある希薄アクシオン星の存在 $6.21\times10^{-12}M_\odot$ から $2.61\times10^{-10}M_\odot$ (次の制約に従って) 太陽系内の FRB。 拘束されたアクシオン星からのエコー FRBによる観測は地上望遠鏡で検出できる可能性がある。 このようなエコーを検出する アクシオン星の存在を確認し、暗黒物質の謎を解き明かすでしょう。 そして、一部の FRB が崩壊するアクシオン星に由来するという重要な証拠を提供します。 さらに、アクシオン星の崩壊によって生成された FRB は標準として機能する可能性があります。 ハッブル緊張の解決を助けるろうそく。 エコーが検出されない場合 この方法を使用すると、暗黒物質の存在量に制限がかかることになる の範囲の最大質量を持つ希薄なアクシオン星の形をしている。 $6.21\times10^{-12}M_\odot$ から $2.61\times10^{-10}M_\odot$。 |
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| New insights from the Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) 2024 baryon acoustic oscillations (BAO) data, in conjunction with cosmic microwave background (CMB) and Type Ia supernova (SN) data, suggest that dark energy may not be a cosmological constant. In this work, we investigate the cosmological implications of holographic dark energy (HDE) and interacting holographic dark energy (IHDE) models, utilizing CMB, DESI BAO, and SN data. By considering the combined DESI BAO and SN data, we determine that in the IHDE model, the parameter $c > 1$ and the dark-energy equation of state $w$ does not cross $-1$ at the $1\sigma$ confidence level, whereas in the HDE model, it marginally falls below this threshold. Upon incorporating CMB data, we observe that in the HDE model, the parameter $c < 1$ and $w$ crosses $-1$ at a level beyond $10\sigma$. Conversely, for the IHDE model, the likelihood of $w$ crossing $-1$ is considerably diminished, implying that the introduction of interaction within the HDE model could potentially resolve or mitigate the cosmic big rip conundrum. Furthermore, our analysis reveals that the HDE and IHDE models are statistically as viable as the $\Lambda$CDM model when assessing Bayesian evidence with DESI BAO data combined with SN data. However, when CMB data are added, the HDE and IHDE models are significantly less favored compared to the $\Lambda$CDM model. Our findings advocate for further exploration of the HDE and IHDE models using forthcoming, more precise late-universe observations. | 暗黒エネルギー分光装置 (DESI) 2024 バリオンからの新たな洞察 宇宙マイクロ波と組み合わせた音響振動 (BAO) データ バックグラウンド (CMB) と Ia 型超新星 (SN) のデータは、暗黒エネルギーが存在する可能性を示唆しています。 宇宙定数ではありません。 この研究では、宇宙論を調査します。 ホログラフィック ダーク エネルギー (HDE) とホログラフィック ダークの相互作用の影響 CMB、DESI BAO、SN データを利用したエネルギー (IHDE) モデル。 を考慮することで、 DESI BAO と SN データを組み合わせた結果、IHDE モデルでは、 パラメータ $c > 1$ であり、暗黒エネルギーの状態方程式 $w$ は $-1$ と交わらない $1\sigma$ 信頼水準では、HDE モデルではわずかに このしきい値を下回ります。 CMB データを組み込むと、次のことが観察されます。 HDE モデル、パラメーター $c < 1$ および $w$ は、それを超えるレベルで $-1$ と交差します $10\シグマ$。 逆に、IHDE モデルの場合、$w$ が $-1$ を超える可能性は は大幅に減少しており、相互作用の導入が示唆されています。 HDE モデル内で宇宙の大きな裂け目を解決または緩和できる可能性がある 難問。 さらに、私たちの分析により、HDE モデルと IHDE モデルは ベイジアンを評価する場合、統計的に $\Lambda$CDM モデルと同じくらい実行可能 DESI BAO データと SN データを組み合わせた証拠。 ただし、CMB データが さらに、HDE および IHDE モデルは、 $\Lambda$CDM モデル。 私たちの調査結果は、HDE のさらなる調査を提唱しています。 そして、今後のより正確な宇宙後期の観測を使用した IHDE モデル。 |
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| In this work, we investigate a universal upper bound on the radius of the innermost stable circular orbit (ISCOs) for massive particles in static, spherically symmetric, and asymptotically flat black hole spacetimes. By analyzing the spacetime metrics with external matter fields, we derive the characteristic equation for ISCO via the effective potential method. By imposing appropriate energy conditions for the matter fields, we rigorously demonstrate that the ISCO radius is bounded by $r_{\mathrm{ISCO}}\le 6M$, where $M$ is the total ADM mass of the black hole. The Schwarzschild black hole saturates this bound ($r_{\mathrm{ISCO}}=6M$), and the Reissner-Nordstr\"om black hole, supergravity black holes, fluid sphere models, which satisfy the imposed energy conditions, also obey $r_{\mathrm{ISCO}}\le 6M$. The universality of this upper limit provides a theoretical benchmark for observational astrophysics: deviations from $6M$ in accretion disk observations or gravitational wave signals could indicate the presence of exotic matter fields. This work highlights the interplay between black hole geometry and external matter fields, paving the way for future studies in compact object dynamics. | この研究では、半径の普遍的な上限を調査します。 静止状態にある大質量粒子の最内安定円軌道 (ISCO) 球面対称で漸近的に平坦なブラック ホール時空。 による 外部物質フィールドを使用して時空計量を分析すると、 有効ポテンシャル法による ISCO の特性方程式。 による 物質フィールドに適切なエネルギー条件を課し、厳密に ISCO 半径が $r_{\mathrm{ISCO}}\le 6M$ によって制限されることを示します。 ここで、 $M$ は、ブラック ホールの ADM の総質量です。 シュヴァルツシルトブラックホール この境界 ($r_{\mathrm{ISCO}}=6M$) が飽和し、Reissner-Nordstr\"om ブラック ホール、超重力ブラック ホール、流体球モデル。 課せられたエネルギー条件にも $r_{\mathrm{ISCO}}\le 6M$ に従います。 の この上限の普遍性により、理論上のベンチマークが提供されます。 観測天体物理学: 降着円盤観測における $6M$ からの逸脱 あるいは重力波信号がエキゾチック物質の存在を示す可能性がある フィールド。 この作品は、ブラック ホールの幾何学構造とブラック ホールの幾何学構造の間の相互作用に焦点を当てています。 外部物質フィールド、コンパクトオブジェクトの将来の研究への道を開く ダイナミクス。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a first two-dimensional general-relativistic analysis of superconducting regions in axially symmetric highly magnetized neutron star (magnetar) models with toroidal magnetic fields. We investigate the topology and distribution of type-II and type-I superconducting regions for varying toroidal magnetic field strengths and stellar masses by solving the Einstein-Maxwell equations using the XNS code. Our results reveal that the outer cores of low- to intermediate-mass magnetars sustain superconductivity over larger regions compared to higher-mass stars with non-trivial distribution of type-II and type-I regions. Consistent with previous one-dimensional (1D) models, we find that regardless of the gravitational mass, the inner cores of magnetars with toroidal magnetic fields are devoid of $S$-wave proton superconductivity. Furthermore, these models contain non-superconducting, torus-shaped regions - a novel feature absent in previous 1D studies. Finally, we speculate on the potential indirect effects of superconductivity on continuous gravitational wave emissions from millisecond pulsars, such as PSR J1843-1113, highlighting their relevance for future gravitational wave detectors. | 我々は、最初の二次元一般相対論的解析を提示します。 軸対称の高度に磁化された中性子星の超伝導領域 トロイダル磁場を備えた (マグネター) モデル。 トポロジーを調査します およびさまざまなタイプの II 型および I 型超電導領域の分布 を解くことによりトロイダル磁場の強度と星の質量を解明します。 XNS コードを使用したアインシュタイン・マクスウェル方程式。 私たちの結果は、 低質量から中質量のマグネターの外核は超伝導を維持する 自明ではない分布を持つ高質量星と比較して、より広い領域にわたって タイプ II およびタイプ I 領域の。 以前の 1 次元 (1D) と一致 モデルを解析すると、重力質量に関係なく、内核は トロイダル磁場を持つマグネターには $S$ 波陽子が存在しない 超伝導。 さらに、これらのモデルには非超電導、 トーラス状の領域 - これまでの 1D 研究にはなかった新しい特徴です。 ついに、 私たちは、超電導の潜在的な間接的な影響について推測します。 PSRなどのミリ秒パルサーからの連続重力波放射 J1843-1113、将来の重力波との関連性を強調 探知機。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The transformation of radiation signals (e.g., photon occupation number and integrated intensity) between moving frames is a common task is physics, astrophysics and cosmology. Here we show that the required boost operator, relating the frequency-dependent spin-weighted spherical harmonic coefficients of the considered observable between the frames, is directly given by the aberration kernel with the Doppler weight parameter being replaced by a differential operator. The aberration kernel has been previously studied in great detail, meaning that this simplification allows us to directly compute the boost operator using the expressions of the aberration kernel. As a preparatory step, we generalize the differential equation that determines the aberration kernel to general Doppler weight. This avoids the intermediate step of Doppler-weight raising and lowering operations in computations of the boost operator. We then clarify all the properties of the boost operator (e.g., raising and lowering operations, symmetries and commutation relations) and derive a formal operator differential equation for the boost operator. This differential equation allows us to quickly generate the boost operator for which we give exact expressions up to second order in v/c. For illustration, we then apply the boost operator to transformations of the cosmic microwave background (CMB), validating that measurements of the lowest CMB multipoles do not allow determining the amplitude of the primordial CMB dipole. We also derive the kinematic corrections to the Thomson scattering process (to all orders in v/c), giving explicit expressions up to second order in v/c, showcasing an application of the boost operator in radiative transfer problems. | 放射線信号の変換 (例: 光子占有数と 移動フレーム間の統合強度) は物理的な一般的なタスクです。 天体物理学と宇宙論。 ここでは、必要なブースト演算子を示します。 周波数依存のスピン重み付けされた球面調和係数の関係 フレーム間で観察可能とみなされるものの値は、次の式で直接与えられます。 ドップラー重みパラメータが次のパラメータに置き換えられた収差カーネル 微分演算子。 収差カーネルは以前に研究されています。 非常に詳細です。 つまり、この単純化により直接計算できるようになります。 アベレーション カーネルの式を使用したブースト オペレーター。 として 準備ステップとして、以下を決定する微分方程式を一般化します。 収差カーネルと一般的なドップラー重み。 これにより中間ステップが回避されます ブーストの計算におけるドップラー重みの増減操作 オペレーター。 次に、ブースト演算子のすべてのプロパティを明確にします (例: 上げ下げ操作、対称性、および交換関係)、および ブースト演算子の形式的な演算子微分方程式を導出します。 これ 微分方程式を使用すると、次のブースト演算子をすばやく生成できます。 v/c では 2 次までの正確な式を与えます。 説明のために、私たちは 次に、ブースト オペレーターを宇宙マイクロ波の変換に適用します。 バックグラウンド (CMB)、最も低い CMB 多極子の測定が正しいことを検証する 原始 CMB 双極子の振幅を決定することはできません。 私たちも トムソン散乱プロセスに対する運動学的補正を導出します（すべての v/c の順序)、v/c で 2 次までの明示的な式を指定します。 放射伝達問題におけるブースト演算子の応用を紹介します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Collective excitations (phonons) in barotropic, irrotational, inviscid fluids exhibit an effective Lorentz invariance, where the sound speed plays the role of the invariant speed of light in special relativity. By carefully selecting the interaction potentials, we explicitly construct two hydrodynamic models in which phonons obey doubly special relativistic kinematics, with the analogue Planck scale emerging from non-Newtonian behaviour at high energies. Specifically, we demonstrate that elastic storage leads to an approximate realization of Amelino-Camelia's scenario, while the Magueijo-Smolin model naturally emerges in the presence of elastic restoring forces. | 順圧性、非回転性、非粘性流体における集団励起（フォノン） 効果的なローレンツ不変性を示し、音速が役割を果たします。 特殊相対性理論における不変の光速度。 厳選することで 相互作用ポテンシャルを考慮して、2 つの流体力学モデルを明示的に構築します。 どのフォノンは、類似物と二重に特殊相対論的運動学に従う 高エネルギーでの非ニュートン挙動から現れるプランクスケール。 具体的には、エラスティック ストレージがおおよその Amelino-Camelia のシナリオの実現、Magueijo-Smolin モデル 弾性復元力が存在すると自然に現れます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate exact solutions of the Einstein-Maxwell equations with the cosmological constant where the source of the gravitational field consists of a magnetic field and dust. In particular, we restrict our study to the case of Bianchi type III models. All these solutions either start with a singularity and then expand, or they are initially collapsing and end at a singularity. We discuss the physical meaning of the parameters appearing in the metrics and examine the possible subcases and the relative importance of the dust and the magnetic field as we approach the singularity. | アインシュタイン・マクスウェル方程式の正確な解を次の方法で調べます。 重力場の源が以下からなる宇宙定数。 磁場と塵。 特に、以下の場合に研究を限定します。 ビアンキのタイプIIIモデル。 これらすべてのソリューションは、特異点から始まります。 その後拡大するか、最初は崩壊して特異点で終わります。 私たちは メトリクスに表示されるパラメータの物理的意味について議論し、 考えられるサブケースと、塵との相対的な重要性を検討します。 特異点に近づくと磁場が発生します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We present a new rotating black hole solution to the Einstein equations as an extension of the Kerr spacetime. To derive this solution, we use the Newman-Janis algorithm and results from the non-complexification procedure. Interestingly, the solution we find may not be uniquely characterized by asymptotic parameters such as mass, angular momentum, and charge, thereby challenging the no-hair theorem. We also analyze in detail how this additional characteristics (``hair") affects the thermodynamic properties of the black hole. | アインシュタイン方程式に対する新しい回転ブラック ホールの解を次のように提示します。 カー時空の延長。 この解を導き出すには、 Newman-Janis アルゴリズムと非複雑化手順の結果。 興味深いことに、私たちが見つけた解決策は、次のような独自の特徴を持っていない可能性があります。 質量、角運動量、電荷などの漸近パラメータ 毛なし定理に挑戦します。 また、この追加がどのように行われるかを詳細に分析します。 特性 (「髪」) は黒の熱力学的特性に影響を与えます。 穴。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This study presents a systematic investigation of quasinormal modes (QNMs) for probe fields-massless/massive scalar and Dirac fields-around a charged loop quantum gravity black hole (LQG-BH) characterized by the quantum parameter $b_0$ and the charge parameter $Q$. Through spectral analysis of quasinormal frequencies (QNFs), we uncover a distinct overtone outburst driven by quantum gravity effects, prominently manifested in the scalar field spectrum with the multipole quantum number $l=0$. Both the outburst and its accompanying oscillatory patterns grow more pronounced with increasing overtone numbers. In contrast, massless scalar fields with $l>1$ and Dirac fields exhibit delayed outburst development, with non-monotonic behavior dominating the first two overtones. Notably, increasing the charge $Q$ universally suppresses quantum-gravity-induced features, including outbursts, non-monotonicity, and oscillations. Furthermore, we present evidence suggesting the presence of quasi-resonances in the massive scalar QNM spectrum, thereby illustrating the potential for the emergence of arbitrarily long-lived modes in this charged LQG spacetime. These findings establish a robust and universal interplay between quantum gravity effects and charge dynamics, providing new insights into the spectral properties of quantum-corrected BHs. | この研究では、準正規モード (QNM) の体系的な調査を紹介します。 プローブ磁場 - 無質量/大質量スカラーおよびディラック磁場 - 荷電ループ周囲 量子パラメータによって特徴付けられる量子重力ブラックホール (LQG-BH) $b_0$ と料金パラメータ $Q$。 準正規スペクトル解析による 周波数 (QNF) を解析すると、量子によって駆動される明確な倍音の爆発が明らかになります。 重力効果は、スカラー場のスペクトルで顕著に現れます。 多極量子数 $l=0$。 爆発とそれに伴う爆発の両方 振動パターンは、倍音数が増加するにつれてより顕著になります。 で 対照的に、$l>1$ の質量のないスカラー場とディラック場は遅延を示します。 爆発的な展開。 最初の 2 つは非単調な動作を支配します。 倍音。 特に、電荷 $Q$ を増加すると、普遍的に抑制されます。 量子重力によって引き起こされる特徴（バースト、非単調性、および 振動。 さらに、以下の存在を示唆する証拠を提示します。 大規模なスカラー QNM スペクトルの擬似共鳴により、 この帯電した LQG で任意の長寿命モードが出現する可能性 時空。 これらの発見は、以下の間の堅牢かつ普遍的な相互作用を確立します。 量子重力効果と電荷ダイナミクス、についての新たな洞察を提供します。 量子補正された BH のスペクトル特性。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This study investigates quantum gravity effects within the framework of an effective loop quantum gravity (LQG) black hole model parameterized by $\zeta$, utilizing precision measurements from solar system experiments and astrophysical observations. We analyze three classical tests of general relativity (GR): (1) Light deflection constrained by very long baseline interferometry (VLBI) observations of quasar radio signals, (2) Shapiro time delay measurements from the Cassini mission, and (3) Mercury's perihelion precession determined by MESSENGER mission data. Additionally, we extend our analysis to Earth-orbiting LAGEOS satellites and the relativistic trajectory of the S2 star orbiting the Galactic Center supermassive black hole Sagittarius $\rm{A}^*$ (Sgr $\rm{A}^{*}$). Our multi-probe approach reveals that the tightest constraint on the LQG parameter comes from Mercury's perihelion precession, yielding an upper bound $\zeta \lesssim 10^{-2}$. These results establish new observational benchmarks for probing quantum gravity effects. | この研究では、量子重力効果を枠組みの中で調査します。 $\zeta$ によってパラメータ化された有効ループ量子重力 (LQG) ブラック ホール モデル、 太陽系実験からの精密測定を利用し、 天体物理学的観測。 一般的な 3 つの古典的なテストを分析します。 相対性理論 (GR): (1) 非常に長い基線によって制約される光の偏向 クエーサー電波信号の干渉法（VLBI）観測、(2) シャピロ時間 カッシーニ計画による遅延測定、および(3) 水星の近日点 歳差運動はメッセンジャーのミッションデータによって決定されます。 さらに、 地球を周回するLAGEOS衛星とその相対論的軌道の解析 銀河中心を周回するS2星 超大質量ブラックホール いて座 $\rm{A}^*$ (Sgr $\rm{A}^{*}$)。 私たちのマルチプローブアプローチにより、 LQG パラメータに対する最も厳しい制約は水星の近日点に由来します 歳差運動により、上限 $\zeta \lesssim 10^{-2}$ が得られます。 これらの結果 量子重力効果を調査するための新しい観測ベンチマークを確立します。 |
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| We model the light HESS J1731-347 compact object (of known stellar mass and radius) within Einstein's General Relativity imposing the Karmarkar condition in gravity for anisotropic stars. The three free parameters of the analytic solution are determined imposing the matching conditions at the surface of the star for objects of known stellar mass and radius. Finally, using well established criteria it is shown that the solution is compatible with all requirements for well behaved and realistic solutions. Furthermore, we study the radial oscillation modes, and we compare to the ones corresponding to an isotropic star modeled by the Tolman IV exact analytic solution obtained long time ago. A comparison between the large frequency separations is made as well. | 私たちは、軽い HESS J1731-347 コンパクト天体 (既知の恒星質量と 半径）カルマルカール条件を課すアインシュタインの一般相対性理論内 異方性星の重力の場合。 分析の 3 つの自由パラメーター 解決策は、表面に一致する条件を課して決定されます。 星の質量と半径が既知の天体の星。 最後に、上手に使って、 確立された基準により、ソリューションがすべての要件と互換性があることが示されます。 行儀が良く現実的な解決策の要件。 さらに、私たちは勉強します 放射状振動モードと、それに対応する振動モードとを比較します。 トールマン IV によってモデル化された等方性星 長い間得られた正確な解析解 昔。 大きな周波数分離間の比較も行われます。 |
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| A new interpretation of Dirac singletons \cite{Dirac:1963ta}, i.e. free conformal fields in $d$ dimensions, as relativistic fields in a $d+1$-dimensional space-time with cosmological constant, that differs from the Flato-Fronsdal dipole construction in $AdS_{d+1}$ \cite{Flato:1986uh}, is proposed. The $d+1$-dimensional field is described at the level of both equations and Lagrangian. It forms an infinite-dimensional representation of the $d+1$-dimensional Lorentz group that relates fields at different space-time points. The associated well-known fact is that singleton cannot be localized at a point in ${d+1}$ dimensions, hence being unobservable via local scattering/radiation phenomena in the Standard Model ($d=3$). On the other hand, that singleton respects ${d+1}$ dimensional relativistic symmetries makes it possible to introduce its interactions with gravity and other relativistic fields in $d+1$ dimensions. It is speculated that the presence of singleton in a four-dimensional field theory with non-zero cosmological constant (dark energy) can be relevant to the dark matter phenomenon and baryon asymmetry generation. | ディラック シングルトンの新しい解釈 \cite{Dirac:1963ta}、つまり無料 $d$ 次元の等角場、空間内の相対論的場として 宇宙定数を持つ $d+1$ 次元の時空。 $AdS_{d+1}$ \cite{Flato:1986uh} における Flato-Fronsdal 双極子構造は、 提案した。 $d+1$ 次元フィールドは両方のレベルで記述されます。 方程式とラグランジアン。 それは無限次元の表現を形成します 異なる時空の場を関連付ける $d+1$ 次元のローレンツ群 ポイント。 関連するよく知られた事実は、シングルトンは次の場所にローカライズできないということです。 ${d+1}$ 次元の点であるため、ローカル経由では観測できません 標準模型 ($d=3$) における散乱/放射現象。 一方では ちなみに、シングルトンは ${d+1}$ 次元の相対論的対称性を尊重します。 重力やその他の相対論との相互作用を導入することが可能 $d+1$ 次元のフィールド。 シングルトンが存在すると推測されます。 ゼロ以外の宇宙定数をもつ 4 次元場の理論 (ダーク エネルギー）は暗黒物質現象とバリオンの非対称性に関連している可能性があります 世代。 |
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| Building upon previous works characterizing GRW space-times using concircular and torse-forming vectors, this paper investigates a Lorentzian manifold equipped with a concircularly semi-symmetric metric connection. We demonstrate that such a manifold reduces to a GRW space-time under specific conditions: when the generator of the observed connection is a unit timelike vector. Also, in that case, the mentioned connection becomes a semi-symmetric metric $P$-connection. The non-zero nature of the three curvature tensors and their corresponding Ricci tensors motivates an exploration of manifold symmetries. In this way, we derive necessary and sufficient conditions for the manifold to be Einstein and we prove that a perfect fluid space-time with a semi-symmetric metric $P$-connection is Ricci pseudo-symmetric manifold of constant type. Furthermore, we show that if this space-time satisfies the Einstein's field equations without the cosmological constant, the strong energy condition is violated. | コンサーキュラーを使用して GRW 時空を特徴付ける以前の作品を基に構築 この論文では、ローレンツ多様体を調査します。 円形の半対称メトリック接続が装備されています。 実演します このような多様体は、特定の条件下で GRW 時空に縮小します。 観測された接続の生成子が単位時間的なベクトルである場合。 また、 その場合、前述の接続は半対称メトリックになります。 $P$接続。 3 つの曲率テンソルの非ゼロの性質とその 対応するリッチ テンソルは多様体対称性の探索を動機付けます。 で このようにして、多様体が次の条件を満たすための必要十分条件を導き出します。 アインシュタインと私たちは、完全な流体時空が半対称であることを証明しました。 metric $P$-connection は定数型の Ricci 擬似対称多様体です。 さらに、この時空がアインシュタインの場を満たすかどうかを示します。 宇宙定数のない方程式の場合、強いエネルギー条件は次のようになります。 違反した。 |
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| In this paper, we investigate gravitational waves beyond the linear approximation, focusing on second-order contributions sourced by linearized waves in the transverse-traceless (TT) gauge. A general spacetime metric is constructed, and both timelike and null geodesic congruences are analyzed. For the timelike congruence, a non-vanishing expansion scalar and shear tensor are obtained, while the rotation tensor is found to vanish. In contrast, all these quantities vanish for the null congruence. Using a parallel-transported orthonormal tetrad, we derive the geodesic deviation equations up to second order in the wave amplitude $H$, showing that, as in the linear case, stretching and compression occur in the transverse $x$ and $y$ directions. However, when solving the geodesic equations numerically within the 3+1 formalism, we observe an additional effect: test particles undergo a small, second-order displacement along the direction of wave propagation. | この論文では、線形を超えた重力波を調査します。 線形化された二次寄与に焦点を当てた近似 トランスバース・トレースレス (TT) ゲージの波。 一般的な時空指標は次のとおりです。 が構築され、時間的およびヌル測地線合同の両方が分析されます。 のために 時間的合同、非消滅拡張スカラーとせん断テンソルは、 が得られますが、回転テンソルは消失することがわかります。 対照的に、これらすべては、 ヌル合同の場合、量は消滅します。 平行輸送を使用する 正規直交四進法では、秒までの測地線偏差方程式を導き出します。 波の振幅 $H$ の順序は、線形の場合と同様に、 伸縮と圧縮は横方向 $x$ と $y$ 方向に発生します。 ただし、測地方程式を 3+1 内で数値的に解く場合は、 形式主義では、追加の効果が観察されます。 テスト粒子は小さな影響を受けます。 波の伝播方向に沿った二次変位。 |
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| We have re-examined Mukhanov parametrization for inflationary equation of state, $1+\omega=\frac{\beta}{({N}+1)^\alpha}$, in the light of Planck 2018 results and latest bound of tensor-to-scalar ratio employing Hamilton-Jacobi formalism. We have found that the current observational values of scalar spectral index and tensor-to-scalar ratio can be used efficiently to constrain the model parameters. The recent bound of $r<0.032$ has been used to put an upper bound on one of the model parameter. Whereas 1-$\sigma$ bound of the scalar spectral index $0.9607\leq n_{_S}\leq 0.9691$ along with the upper bound of tensor-to-scalar ratio provided restriction on the other model parameter $1.50<\alpha\leq2.20$. These bounds however depend on the number of e-foldings still left before the end of inflation and whenever $1.50<\alpha\leq2.20$ we can find appropriate values of the other model parameter $\beta$ so that the observational predictions are in tune with the latest available inflationary observables. We have further utilized the predictions from forthcoming CMB missions in the likes of CMB-S4 and LiteBIRD in order to obtain bounds on the model parameters. We find that detection of gravity waves would help us constrain the model parameters further. But in the absence of detection of primordial gravity wave signal by these CMB missions may rule out Mukhanov parametrization. | のインフレ方程式に対するムハノフのパラメータ化を再検討しました。 状態、$1+\omega=\frac{\beta}{({N}+1)^\alpha}$、プランク 2018 に照らして ハミルトン・ヤコビを使用した結果とテンソル対スカラー比の最新の限界 形式主義。 現在のスカラーの観測値が スペクトルインデックスとテンソル対スカラー比を効率的に使用して制約できる モデルパラメータ。 最近の $r<0.032$ の境界は、 モデル パラメーターの 1 つの上限。 一方、1-$\sigma$ の境界は、 スカラー スペクトル インデックス $0.9607\leq n_{_S}\leq 0.9691$ と上限 他のモデル パラメーターに制限を与えるテンソル対スカラー比 $1.50<\alpha\leq2.20$。 ただし、これらの境界は e-folding の数によって異なります。 インフレが終わる前にまだ残っており、$1.50<\alpha\leq2.20$ になるたびに、 他のモデル パラメーター $\beta$ の適切な値を見つけることができるため、 観測的予測は最新のインフレ動向と一致している 観測可能なもの。 今後の CMB からの予測をさらに利用しました CMB-S4 や LiteBIRD などのミッションを実行して、 モデルパラメータ。 重力波の検出が役立つことがわかりました モデルパラメータをさらに制約します。 しかし、検出されない場合には、 これらのCMBミッションによる原始重力波信号はムハノフを排除する可能性がある パラメータ化。 |
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| We derive a coordinate-invariant expression for the photon deflection angle in the strong deflection limit (SDL) of stationary axisymmetric spacetimes. The key logarithmic-divergence coefficient is shown to depend only on quantities locally measurable by a zero-angular-momentum observer -- curvature scalars, the circumferential radius, and the proper angular velocity. The same coefficient governs the damping rate of quasinormal modes (QNMs) in the eikonal limit, establishing a curvature-based, model-independent connection between QNMs and lensing in the SDL near rotating compact objects. | 光子の偏向角の座標不変式を導き出します。 静止した軸対称時空の強偏向限界 (SDL) における。 の 重要な対数発散係数は量にのみ依存することが示されています ゼロ角運動量の観測者によって局所的に測定可能 -- 曲率スカラー、 周半径と適切な角速度。 同じ 係数は、アイコナルの準正規モード (QNM) の減衰率を制御します。 制限、曲率ベースでモデルに依存しない接続を確立し、 回転するコンパクトな物体の近くの SDL の QNM とレンズ。 |
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| In spherical symmetry, gravitational collapse of dust may give rise to the so-called shell-crossing singularities, beyond which spacetime can be extended using weak solutions to the integrated version of the equations of motion. We argue that the paradigm of weak solutions is ill-suited for dynamical extension beyond shell crossings through shock waves because it is based implicitly on an assumption that turns out to be unphysical for the shock and leads to the unwanted prospect of shock waves of dust particles moving faster than light. | 球面対称では、塵の重力崩壊により、 いわゆる殻交差特異点、それを超えると時空が拡張される可能性がある 統合バージョンの運動方程式に対する弱い解を使用します。 私たちは 弱い解のパラダイムは動的拡張には不向きであると主張する 暗黙的に基づいているため、衝撃波による砲弾の通過を超えます。 この仮定はショックに対して非物理的であることが判明し、 光よりも速く移動する塵粒子の衝撃波の望ましくない見通し。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We compute the leading order corrections to the expected value of the squared field amplitude of a massless real scalar quantum field due to curvature in a localized region of spacetime. We use Riemann normal coordinates to define localized field operators in a curved spacetime that are analogous to their flat space counterparts, and the Hadamard condition to find the leading order curvature corrections to the field correlations. We then apply our results to particle detector models, quantifying the effect of spacetime curvature in localized field probes. | 二乗の期待値に対する主要な次数の修正を計算します。 質量のない実スカラー量子場の曲率による場の振幅。 時空の局所的な領域。 リーマン法線座標を使用して定義します。 それらに類似した、湾曲した時空における局所的なフィールド演算子。 平面空間の対応物、および主要な次数を見つけるためのアダマール条件 フィールド相関に対する曲率補正。 次に、結果を次のように適用します。 粒子検出器モデル、時空湾曲の影響を定量化する 局所的なフィールドプローブ。 |
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| The model of vacuum energy compensation due to interaction of a scalar field $\phi$ with curvature scalar of the form $\beta R \phi^2 f(\phi) $ is proposed. It is shown that with a simple power form of $f(\phi)$ the exponential expansion, induced by vacuum energy (or what is the same by cosmological constant), is transformed into canonical cosmological evolution of the universe dominated by relativistic matter. | スカラー場の相互作用による真空エネルギー補償のモデル $\beta R \phi^2 f(\phi) $ の形式の曲率スカラーを持つ $\phi$ が提案されています。 $f(\phi)$ の単純な累乗形式を使用すると、指数関数が 真空エネルギー（または宇宙論的には同じもの）によって引き起こされる膨張 定数）は、宇宙の標準的な宇宙論的進化に変換されます 相対論的物質に支配されている。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study a spatial-temporal structure of quantum fluctuations in the stress-energy tensor of zero-point modes for a scalar field in order to formulate a covariant model. The model describes an invariant vacuum contribution to the cosmological constant in the non-stationary coherent state in a finite volume. Bare and effective mean values of vacuum energy density are compared. | 私たちは、宇宙における量子ゆらぎの時空間構造を研究しています。 スカラー場のゼロ点モードの応力エネルギー テンソルを次のように計算します。 共変モデルを定式化します。 モデルは不変の真空を記述します 非定常コヒーレント状態における宇宙定数への寄与 有限の体積の中で。 真空エネルギー密度の裸平均値と実効平均値は次のとおりです。 比較した。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate an analog model of charged black hole (BH) formation using the framework of classical percolation. By analyzing the scaling behavior of key quantities, including surface gravity and Komar mass, we establish a robust correspondence between this analog system and gravitational collapse in general relativity. Our numerical simulations of the lattice model show excellent agreement with analytical predictions for the continuum limit, highlighting the potential of analog systems to capture essential features of BH physics. Interestingly, we find that while geometric criteria related to the hoop conjecture are necessary, they are not sufficient for BH formation in our model. Instead, the exponential growth of energy and cluster size emerges as the key indicator, suggesting a novel interpretation of the hoop conjecture and providing further support for cosmic censorship within our analog framework by ensuring horizon formation. This work offers a fresh perspective on the organization of matter within BH event horizons and lays the groundwork for future quantum extensions that could shed light on Hawking radiation and the BH information paradox by linking entanglement entropy in quantum percolation models to BH entropy. | 私たちは、荷電ブラック ホール (BH) 形成のアナログ モデルを、 古典的なパーコレーションのフレームワーク。 キーのスケーリング動作を分析することにより、 表面重力やコマール質量などの量を使用して、堅牢な このアナログシステムと重力崩壊一般との対応関係 相対性。 格子モデルの数値シミュレーションでは優れた結果が得られました。 連続体限界の分析的予測と一致しており、 BH 物理学の本質的な特徴を捉えるアナログ システムの可能性。 興味深いことに、フープに関連する幾何学的な基準はあるものの、 推測は必要ですが、我々のBH形成には十分ではありません。 モデル。 その代わりに、エネルギーとクラスターサイズの指数関数的な増加が次のように現れます。 重要な指標であり、フープ予想の新しい解釈を示唆し、 私たちのアナログフレームワーク内で宇宙検閲に対するさらなるサポートを提供することによって、 地平線の形成を確実にする。 この作品は、 BH 事象の地平線内で物質を組織化し、その基礎を築く ホーキング放射と BH に光を当てる可能性のある将来の量子拡張 量子パーコレーションにおけるもつれエントロピーのリンクによる情報パラドックス モデルを BH エントロピーに変換します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Einstein--Cartan theory is a generalization of general relativity that introduces spacetime torsion. In this paper, we perform phase space analysis to investigate the evolution of the early universe in Einstein--Cartan theory. By studying the stability of critical points in the dynamical system, we find that there exist two stable critical points which represent an Einstein static solution and an expanding solution, respectively. After analyzing the phase diagram of the dynamical system, we find that the early universe may exhibit an Einstein static state, an oscillating state, or a bouncing state. By assuming the equation of state $\omega$ can decrease over time $t$, the universe can depart from the initial Einstein static state, oscillating state, or bouncing state and then evolve into an inflationary phase. Then, we analyze four different inflationary evolution cases in Einstein--Cartan theory and find that a time-variable equation of state $\omega$ cannot yield values of $n_{s}$ and $r$ consistent with observations, while a time-invariant equation of state $\omega$ is supported by the Planck 2018 results. Thus, in Einstein--Cartan theory, the universe likely originates from a bouncing state rather than an Einstein static state or an oscillating state. | アインシュタイン-カルタン理論は、一般相対性理論を一般化したものです。 時空のねじれが導入されます。 この論文では、位相空間解析を実行して、 アインシュタインにおける初期宇宙の進化を研究する - カルタン理論。 による 力学系の臨界点の安定性を研究すると、次のことがわかります。 アインシュタイン静力を表す 2 つの安定臨界点が存在します。 それぞれソリューションと拡張ソリューション。 フェーズを分析した後、 力学系の図から、初期宇宙が次のような状態を示している可能性があることがわかります。 アインシュタインの静的な状態、振動している状態、または弾んでいる状態。 仮定すると 状態方程式 $\omega$ は時間 $t$ とともに減少する可能性があり、宇宙は アインシュタインの初期の静的状態、振動状態、またはバウンド状態から逸脱する 状態になり、その後インフレ段階に発展します。 次に、4 つを分析します。 アインシュタイン - カルタン理論におけるさまざまなインフレーション進化の事例を調べて、次のことを発見します。 時間変数の状態方程式 $\omega$ は $n_{s}$ の値を生成できません。 $r$ は観測結果と一致するが、時間不変の状態方程式 $\omega$ は、Planck 2018 の結果によってサポートされています。 したがって、アインシュタイン--カルタンでは 理論によれば、宇宙はおそらく弾む状態ではなく、弾む状態から生まれたと考えられます。 アインシュタインの静的状態または振動状態。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the implications of an isentropic processes applied to a Reissner-Nordstr\"om black hole. This process is possible if a black hole absorbs a particle with a specific ratio of energy and charge. We show that such an absorption process is not classically allowed, not only in Einstein gravity but also in several modified gravity theories, indicating that this prohibition is quite generic. However, an isentropic absorption process is quantum mechanically allowed: the particle can penetrate the potential barrier on the event horizon. We compute the probability of this absorption process and compare it to that of semi-classical effects. Non-perturbatively, if this process is accumulated, it is possible that the entanglement entropy can be greater than its Bekenstein-Hawking entropy and violate the entropy-bound relation. | 我々は、等エントロピープロセスを適用することの意味を研究します。 Reissner-Nordstr\"om ブラック ホール。 このプロセスは、ブラック ホールであれば可能です。 特定のエネルギーと電荷の比率で粒子を吸収します。 私たちはそれを示します アインシュタインに限らず、このような吸収プロセスは古典的に許可されていません。 重力だけでなく、いくつかの修正された重力理論でも、これは 禁止は非常に一般的です。 ただし、等エントロピー吸収プロセスは 量子力学的に許容される: 粒子はポテンシャル障壁を通過できる 事象の地平線上で。 この吸収プロセスの確率を計算し、 セミクラシックエフェクトと比較してください。 摂動的ではなく、これが プロセスが蓄積されると、もつれエントロピーが増加する可能性があります。 ベケンシュタイン・ホーキングエントロピーより大きく、エントロピー限界に違反する 関係。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| 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仲介します。 ニュートリノ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 |
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| In this work, we derive new analytic, static, symmetric black hole solutions in theories involving dark photons with minimal and higher-order magnetic dipole interactions. Starting from the effective non-relativistic potential between fermions mediated by a dark photon, we derive explicit corrections to the Schwarzschild geometry induced by dark photon and spin-dependent terms. These corrections alter the metric significantly at short distances, modifying the horizon radius, Hawking temperature, photon sphere, and consequently, the black hole shadow. Employing perturbative expansions, we provide analytic expressions for the deviations from the Schwarzschild solution, highlighting an exponential suppression controlled by the dark photon mass. Our results demonstrate that higher-order magnetic dipole interactions produce distinctive spin-dependent curvature terms, amplifying gravitational effects near the horizon. These findings provide a theoretical foundation for future phenomenological tests of dark photon models through gravitational wave astronomy and black hole imaging, while highlighting dark photons' role as mediators of dark matter interactions that can influence structure formation and direct detection experiments. | この研究では、新しい分析的、静的、対称ブラック ホール ソリューションを導き出します。 極小および高次の磁性を持つ暗い光子を含む理論 双極子相互作用。 有効な非相対論的ポテンシャルから始める 暗い光子によって媒介されるフェルミ粒子間では、明示的な補正を導き出します。 暗い光子とスピン依存項によって引き起こされるシュワルツシルト幾何学。 これらの補正により、短距離でのメトリックが大幅に変更され、 地平線半径、ホーキング温度、光子球、そしてその結果、 ブラックホールの影。 摂動的な展開を採用し、分析的な展開を提供します。 シュワルツシルト解からの逸脱を表す式。 指数関数的抑制は、暗黒光子質量によって制御されます。 私たちの結果 高次の磁気双極子相互作用が独特の相互作用を生み出すことを実証する スピン依存の曲率項、近くの重力の影響を増幅します。 地平線。 これらの発見は将来の理論的基盤を提供します 重力波による暗黒光子モデルの現象学的テスト 天文学とブラックホールイメージング、そして暗黒光子の役割を強調します。 構造形成に影響を与える可能性のある暗黒物質相互作用のメディエーター そして直接検出実験。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A binary extreme-mass-ratio inspiral (b-EMRI) is a hierarchical triple system consisting of a stellar-mass binary black hole (BBH) orbiting a central Kerr supermassive black hole (SMBH). Although predicted by several astrophysical models, b-EMRIs pose a challenge in waveform modeling due to their complex three-body dynamics and strong relativistic effects. Here we take advantage of the hierarchical nature of b-EMRI systems to transform the internal motion of the small binary into global trajectories around the SMBH. This allows us to use black hole perturbation theory to calculate both the low-frequency gravitational waveform due to its EMRI nature and the high-frequency waveform generated by the inner motion of the BBH. When the inner binary's separation vanishes, our calculation recovers the standard relativistic adiabatic EMRI waveform. Furthermore, by including the high-frequency perturbation, we find a correction to the waveform as large as the adiabatic order when the frequency matches the quasinormal modes (QNMs) of the SMBH, therefore supporting an earlier proof-of-concept study claiming that the small BBH can resonantly excite the QNMs of the SMBH. More importantly, we find that b-EMRIs can evolve faster than regular EMRIs due to this resonant dissipation through the high-frequency modes. These characteristics distinguish b-EMRI waveform templates from regular EMRI templates for future space-based gravitational-wave detectors. | バイナリ極限質量比インスパイラル (b-EMRI) は階層的な三重システムです 中心カーを周回する恒星質量連星ブラック ホール (BBH) からなる 超大質量ブラックホール（SMBH）。 いくつかの天体物理学によって予測されていますが、 モデル、b-EMRI は複雑であるため、波形モデリングに課題をもたらします。 三体力学と強力な相対論的効果。 ここで私たちが活用するのは、 b-EMRI システムの内部運動を変換するための階層的な性質 小さなバイナリを SMBH の周りの地球規模の軌道に変換します。 これにより、次のことが可能になります。 ブラックホール摂動理論を使用して、両方の低周波を計算します EMRI の性質と高周波波形による重力波形 BBH の内部運動によって生成されます。 内部バイナリの分離時 消滅すると、私たちの計算は標準的な相対論的断熱EMRIを回復します。 波形。 さらに、高周波摂動を含めることで、 周波数が上昇した場合に断熱次数まで波形を補正します。 SMBH の準正規モード (QNM) と一致するため、 小型 BBH が共振できると主張した初期の概念実証研究 SMBH の QNM を興奮させます。 さらに重要なことは、b-EMRI が進化する可能性があることを発見したことです。 この共振散逸により、通常の EMRI よりも高速になります。 高周波モード。 これらの特徴により b-EMRI 波形が区別されます 将来の宇宙ベースの重力波用の通常の EMRI テンプレートからのテンプレート 探知機。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| It has been established in the literature that the matter Lagrangian of an ideal fluid can be expressed either as its total energy density or as its pressure. In this work, we demonstrate that identifying the matter Lagrangian with the pressure leads to physical inconsistencies, which are resolved when the fluid is coupled to the gravitational field. In such a scenario, the matter Lagrangian necessarily assumes the value of the total energy density. We thus conclude that, for an ideal fluid, the only physically consistent choice for the matter Lagrangian is its total energy density. | 文献では、問題のラグランジアンが次のとおりであることが確立されています。 理想流体は、その総エネルギー密度またはその密度として表現できます。 プレッシャー。 この研究では、物質のラグランジュを特定することを実証します。 圧力による物理的な不一致は、次の場合に解決されます。 流体は重力場と結合しています。 このようなシナリオでは、問題は ラグランジュは必然的に総エネルギー密度の値を仮定します。 こうして私たちは 理想的な流体としては、物理的に一貫した唯一の選択肢であると結論付けています。 物質のラグランジアンはその総エネルギー密度です。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We simulate the formation of Fuzzy Dark Matter (FDM) cores in the presence of a Black Hole (BH) to explore whether BHs can serve as seeds for FDM core condensation. Our analysis is based on the core-condensation via the kinetic relaxation process for random initial conditions of the FDM. In a generic scenario the BH merges with a pre-collapsed mini-cluster formed in a random location, once they share location the core-condensation starts withe the FDM density centered at the black hole that during the process acquires a profile consistent with that of the stationary solution of the FDM+BH eigenvalue problem. These results indicate that BHs can indeed act as focal points for FDM core condensation. Furthermore, we find that the central density of the resulting FDM core depends on the mass of the BH, which due to its permanent motion relative to the FDM core during the evolution, produces a smaller core density for bigger BH masses; in this way the BH mass is a parameter leading to a new diversity of central FDM core densities. As a collateral result, for our analysis we revised the construction of stationary solutions of FDM+BH and found a phenomenological formula for the FDM density that can be used to fit FDM cores around BHs. | 私たちは、次の存在下でファジーダークマター (FDM) コアの形成をシミュレーションします。 ブラック ホール (BH) を使用して、BH が FDM コアのシードとして機能できるかどうかを調査します。 結露。 私たちの分析は、反応速度論によるコアの凝縮に基づいています。 FDM のランダムな初期条件の緩和プロセス。 ジェネリックで BH がランダムに形成された事前に崩壊したミニクラスターとマージするシナリオ 位置を共有すると、FDM でコアの凝縮が始まります。 プロセス中にプロファイルを取得するブラックホールを中心とした密度 FDM+BH固有値の定常解のそれと一致する 問題。 これらの結果は、BH が実際に FDM の焦点として機能できることを示しています。 コアの凝縮。 さらに、中心密度が 結果として得られる FDM コアは BH の質量に依存します。 進化中の FDM コアに対する相対的な動きにより、より小さなコアが生成されます より大きなBH質量の密度。 このように、BH 質量は、 中央 FDM コア密度の新たな多様性。 副次的な結果として、私たちにとって、 分析により、FDM+BH の固定ソリューションの構築を見直し、 近似に使用できる FDM 密度の現象学的公式を発見しました。 BH の周りの FDM コア。 |
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| We review a string-inspired model of inflation which is a consequence of condensates of chiral gravitational waves (GW) in the primordial Universe, leading in turn to a (approximately) constant condensate of a gravitational anomaly term of Chern-Simons (CS) type, present in the Lagrangian density that describes the dynamics of the very early Universe in the model. We discuss some mechanisms for the production of chiral GW, as well as the role of periodic modulations of the potential of the gravitational axion field, that couples to the CS anomaly term, in ensuring the correct inflationary slow-roll phenomenology of this model. | 我々は、次の結果として生じる、ひもにヒントを得たインフレモデルをレビューします。 原始宇宙のキラル重力波 (GW) の凝縮体、 次に、重力の（ほぼ）一定の凝縮物が生成されます。 ラグランジュ密度に存在するチャーン・シモンズ (CS) 型の異常項。 は、宇宙のごく初期のダイナミクスをモデルで説明します。 いくつか議論します キラル GW の生成メカニズムと周期的分子の役割 重力アクシオン場のポテンシャルの変調。 正しいインフレスローロールを保証するためのCS異常項 このモデルの現象学。 |
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| At the Galactic Centre, we can expect a population of a few tens of early extreme-mass ratio inspirals (E-EMRIs) and extremely large mass ratio inspirals (XMRIs). Depending on their evolutionary stage, they can be highly eccentric, with moderate signal-to-noise ratios (SNRs) of tens or hundreds, or nearly circular, with SNRs as large as a few thousand. Their individual signals combine into a common signal, which can complicate the resolution of other types of sources. We have calculated the foreground signal of continuous E-EMRIs and XMRIs using a catalog based on the expected number of sources and a realistic phase-space distribution. The forest of E-EMRIs will cover a large portion of the LISA sensitivity curve, obscuring the signals of some massive black hole binaries, verification binaries, and harmonics of EMRIs in their polychromatic phase. The combined signal from XMRIs will be much weaker but still affect intermediate-mass black hole binaries. Due to the large SNR, this forest can be also found in other galactic nuclei, such as that of the Andromeda galaxy. Even under conservative assumptions, the forest created by E-EMRIs and XMRIs in our Galactic Centre will likely pose a challenge for resolving other types of sources, as their contribution is non-coherent and exhibits large SNRs. | 銀河中心では、初期段階では数十人の人口が予想されます 極度質量比吸気管 (E-EMRI) および極大質量比吸気管 (XMRI)。 進化の段階によっては、非常に奇抜な性格になることもありますが、 中程度の信号対雑音比 (SNR) が数十、数百、あるいはそれに近い 円形であり、SNR は数千程度です。 それぞれの信号 共通の信号に結合されるため、他の信号の解決が複雑になる可能性があります。 ソースの種類。 連続的なフォアグラウンド信号を計算しました。 予想されるソース数と 現実的な位相空間分布。 E-EMRI の森は広範囲をカバーします。 LISA 感度曲線の一部で、大規模な信号が隠蔽されます。 ブラック ホール バイナリ、検証バイナリ、および EMRI の高調波 多色相。 XMRI からの結合信号ははるかに弱くなりますが、 中間質量ブラックホール連星には依然として影響を及ぼします。 SNR が大きいため、これは 森は他の銀河核にも見られます。 アンドロメダ銀河。 保守的な仮定の下でも、人によって形成される森林は、 私たちの銀河センターの E-EMRI と XMRI は、おそらく次のような課題を引き起こすでしょう。 他のタイプのソースの貢献が一貫性がなく、 大きな SNR を示します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study 2d dilaton gravity theories with a periodic potential, with special emphasis on sine dilaton gravity, which is holographically dual to double-scaled SYK. The periodicity of the potentials implies a symmetry under (discrete) shifts in the momentum conjugate to the length of geodesic slices. This results in divergences. The correct definition is to gauge this symmetry. This discretizes the geodesic lengths. Lengths below a certain threshold are null states. Because of these null states, the entropy deviates drastically from Bekenstein-Hawking and the Hilbert space becomes finite dimensional. The spacetimes have a periodic radial coordinate. These are toy models of 2d quantum cosmology with a normalizable wavefunction. We study two limiting dualities: one between flat space quantum gravity and the Heisenberg algebra, and one between topological gravity and the Gaussian matrix integral. We propose an exact density of states for certain classes of periodic dilaton gravity models. | 私たちは、周期ポテンシャルを伴う 2 次元膨張重力理論を、特別な手法を用いて研究しています。 ホログラフィック的に二重であるサイン ディラトン重力を強調します。 ダブルスケールのSYK。 ポテンシャルの周期性は、以下の対称性を意味します。 測地線スライスの長さに共役な運動量の（離散的な）シフト。 その結果、乖離が生じます。 正しい定義は、この対称性を測定することです。 これにより、測地線の長さが離散化されます。 特定のしきい値を下回る長さは、 ヌル状態。 これらのヌル状態により、エントロピーは大幅に逸脱します。 ベケンシュタイン・ホーキングより、ヒルベルト空間は有限次元になります。 の 時空には周期的な動径座標があります。 これらは 2D のおもちゃのモデルです 正規化可能な波動関数を備えた量子宇宙論。 2つの制限を研究します 双対性: 平面空間量子重力とハイゼンベルク代数の間の双対性、 もう 1 つは位相重力とガウス行列積分の間です。 私たちは 特定のクラスの周期拡張子に対する正確な状態密度を提案する 重力モデル。 |
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| Scalar-tensor theories have shown promise in many sectors of cosmology. However, recent constraints from the speed of gravitational waves have put severe limits on the breadth of models such classes of theories can realize. In this work, we explore the possibility of a Horndeski Lagrangian that is equipped with two dilaton fields. The evolution of a two-dilation coupled cosmology is not well-known in the literature. We explore the tensor perturbations in order to assess the behavior of the model again the speed of gravitational wave constraint. Our main result is that this model exhibits of a class of cosmological theories that is consistent with this observational constraint. | スカラー テンソル理論は、宇宙論の多くの分野で有望であることが示されています。 しかし、最近の重力波の速度による制約により、 このようなクラスの理論が実現できるモデルの幅には厳しい制限があります。 で この研究では、次のようなホーンデスキ ラグランジアンの可能性を探ります。 ディラトンフィールドを2つ装備。 2 つの拡張を組み合わせた進化 宇宙論は文献ではあまり知られていません。 テンソルを探索します モデルの動作を再度評価するために摂動を計算します。 重力波の制約。 私たちの主な結果は、このモデルが次のことを示しているということです。 この観測結果と一致する宇宙論のクラス 制約。 |
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| The Hubble tension, characterized by discrepant measurements of the Hubble constant from early and late universe probes, remains one of the most significant challenges in cosmology. Building upon our previous analysis of individual parameter transitions in SH0ES data, we investigate the impact of simultaneous transitions in multiple Cepheid and SNIa calibration parameters at specific cosmic distances. We allow various combinations of transitions in Cepheid absolute magnitude ($M^W_H$), period-luminosity relation slope ($b_W$), metallicity coefficient ($Z_W$), and SNIa absolute magnitude ($M_B$). Our comprehensive analysis reveals a consistent preferred transition distance of approximately 23 Mpc across different parameter combinations. The most statistically favored model allows simultaneous transitions in $b_W$, $Z_W$, and $M_B$, yielding $\Delta \text{AIC} \simeq -9.2$ and $\Delta \text{BIC} \simeq -3.0$ compared to the baseline SH0ES model. This provides strong evidence for inhomogeneities in standard candle calibrations. We demonstrate that the post-transition SNIa absolute magnitude aligns more closely with CMB-based constraints, resulting in a reduced Hubble constant value that alleviates the tension. Our findings suggest that the Hubble tension might be resolved through proper modeling of calibration parameter inhomogeneities rather than requiring new physics beyond $\Lambda$CDM. | ハッブル張力（ハッブルの測定値の不一致を特徴とする） 初期および後期の宇宙探査機から一定であり、依然として最も優れた探査機の 1 つです。 宇宙論における重大な課題。 以前の分析に基づいて、 SH0ES データの個々のパラメータの遷移の影響を調査します。 複数の Cepheid および SNIa 校正パラメータの同時遷移 特定の宇宙距離。 さまざまなトランジションの組み合わせが可能です。 セファイドの絶対等級 ($M^W_H$)、周期と光度の関係の傾き ($b_W$)、 金属度係数 ($Z_W$)、および SNIa 絶対等級 ($M_B$)。 私たちの 包括的な分析により、一貫した優先遷移距離が明らかになります。 さまざまなパラメータの組み合わせで約 23 Mpc。 最も 統計的に有利なモデルにより、$b_W$、$Z_W$、 $M_B$ と $\Delta \text{AIC} \simeq -9.2$ と $\Delta \text{BIC} が得られます \simeq ベースライン SH0ES モデルと比較して -3.0$。 これにより、強力な 標準キャンドル校正における不均一性の証拠。 実演します 移行後の SNIa 絶対値がより厳密に一致すること CMB ベースの制約により、ハッブル定数値が減少します。 緊張を和らげます。 私たちの調査結果は、ハッブル張力が次のようなものである可能性があることを示唆しています。 校正パラメータの不均一性を適切にモデリングすることで解決 $\Lambda$CDM を超える新しい物理学を必要とするのではなく。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Motivated by the prospect of experimental implementations of entanglement harvesting in superconducting circuits, we propose a model of variable-gap particle detector that aims to bridge some of the gaps between Unruh-DeWitt (UDW) models and realistic implementations. Using parameters tailored to potential experimental setups, we investigate entanglement harvesting in both spacelike-separated and causally connected scenarios. Our findings reveal that while variations in the energy gap reduce the ability to harvest entanglement for spacelike-separated detectors, detectors in causal contact can still become entangled through their interaction with the field. Notably, our analysis shows that (due to the derivative coupling nature of the model) even for causally connected detectors, the entanglement primarily originates from the field's correlations. This demonstrates the potential for genuine entanglement harvesting in the lab and opens the door to near-future entanglement harvesting experiments in superconducting circuits. | エンタングルメントの実験的実装の見通しが動機 超電導回路での収穫を考慮して、可変ギャップのモデルを提案します。 Unruh-DeWitt間のギャップの一部を埋めることを目的とした粒子検出器 (UDW) モデルと現実的な実装。 に合わせたパラメータを使用する 潜在的な実験セットアップでは、両方のエンタングルメントハーベスティングを調査します。 空間的に分離され、因果的に接続されたシナリオ。 私たちの調査結果は次のことを明らかにしています 一方、エネルギーギャップの変化により、もつれを捕捉する能力が低下します。 空間的に分離された検出器の場合、因果関係にある検出器は依然として フィールドとのインタラクションを通じて絡み合います。 特に、私たちの分析によると、 それは (モデルの微分結合の性質により) 因果関係であっても 接続された検出器の場合、もつれは主にフィールドから発生します。 相関関係。 これは本物の絡み合いの可能性を示しています 実験室で収穫し、近未来のエンタングルメント収穫への扉を開く 超電導回路の実験。 |
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| We evolve for the first time in full general relativity a small, collisional N-body black hole cluster of arbitrary total mass M. The bound cluster is initially compact (radius R/M~10), stable, and consists of 25 equal-mass, nonspinning black holes. The dynamical interactions of compact objects in N-body clusters is of great interest for the formation of black holes in the upper mass gap as well as intermediate and supermassive black holes. These are potential sources of gravitational waves that may be detected by both current and future observatories. Unlike previous N-body Newtonian and post-Newtonian simulations, no "subgrid physics" is required to handle collisions and mergers. We can therefore confirm in full general relativity several predictions from these simulations and analytic estimates: the runaway growth of a large black hole via repeated mergers; spindown of the central black hole with increasing captures; the ejection of a black hole with a large asymptotic velocity due to a several-body interaction; and a regime where mergers occur primarily via direct collisions on highly eccentric orbits instead of quasicircular inspirals. We extract the gravitational wave signal and find it has several distinct features associated with the compact cluster regime. Our results suggest the signal is sufficiently loud that next generation observatories would likely be able to detect similar events across most of the observable universe. This work is a preliminary proof-of-principle study that we hope will open up a new arena for numerical relativity and the study of N-body compact systems. | 私たちは、完全な一般相対性理論で初めて小さな衝突を進化させます。 任意の総質量 M の N 体ブラック ホール クラスター。 結合されたクラスターは次のようになります。 当初はコンパクト（半径 R/M ～ 10）で安定しており、25 個の等しい質量で構成されています。 回転しないブラックホール。 コンパクトオブジェクトの動的相互作用 N 体クラスターは、宇宙におけるブラック ホールの形成に関して非常に興味深いものです。 上部質量ギャップと中間および超大質量ブラックホール。 これらは 両方の電流によって検出される可能性のある重力波の潜在的な発生源 そして未来の天文台。 以前の N 体ニュートンニアンやポストニュートンニアンとは異なります。 シミュレーションでは、衝突や合体を処理するために「サブグリッド物理学」は必要ありません。 したがって、完全な一般相対性理論で、以下からのいくつかの予測を確認できます。 これらのシミュレーションと分析的推定：大規模な黒人の暴走した成長 繰り返しの合体による穴。 増加に伴う中心ブラックホールのスピンダウン 捕獲する。 ブラックホールが大きな漸近速度で放出されること。 複数の物体の相互作用。 そして合併が主に以下の方法で行われる体制 準円形ではなく高度に離心した軌道での直接衝突 インスピレーションを与えます。 重力波信号を抽出したところ、いくつかの信号が含まれていることがわかりました。 コンパクトなクラスター体制に関連する独特の機能。 私たちの結果 信号は次世代の天文台が利用できるほど十分に大きいことを示唆しています。 おそらく、観測可能なほとんどの場所で同様のイベントを検出できるでしょう。 宇宙。 この研究は、我々が期待する原理実証研究の予備的なものです。 数値相対性理論と N 体コンパクトの研究に新しい分野を切り開く システム。 |