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| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the properties of fermion-boson stars (FBSs), which can be viewed as neutron stars with a bosonic dark matter (DM) admixture. A challenge in studying the impact of DM on neutron stars is the absence of a universally accepted nuclear-matter equation of state (EOS), making it difficult to distinguish between the effects of DM and various EOS models. To address this issue, we extend the study of the I-Love-Q universal relations of neutron stars to FBSs with a nonrotating bosonic component by solving the Einstein-Klein-Gordon system. We study how DM parameters, such as the boson particle mass and self-interaction strength, would affect the structure of FBSs and explore the parameter space that leads to deviations from the I-Love-Q relations. The properties of FBSs and the level of deviations in general depend sensitively on the DM parameters. For boson particle mass within the range of $\mathcal{O}(10^{-10} \ \mathrm{eV})$, where the Compton wavelength is comparable to the Schwarzschild radius of a $1 M_\odot$ star, the deviation is up to about 5% level if the star contains a few percent of DM admixture. The deviation increases significantly with a higher amount of DM. We also find that the universal relations are still valid to within a 1% deviation level for boson particle mass $m_b \geq 26.8\times10^{-10} \ \mathrm{eV}$. This effectively sets an upper bound on the boson particle mass, beyond which it becomes not feasible to probe the properties of FBSs by investigating the I-Love-Q relation violations. | 私たちは、フェルミオン粒子星 (FBS) の性質を研究しています。 ボソン暗黒物質 (DM) が混合した中性子星として観察されます。 挑戦 中性子星に対するDMの影響を研究する場合、普遍的な問題が存在しないということです。 核物質の状態方程式（EOS）を受け入れたため、 DM とさまざまな EOS モデルの影響を区別します。 これに対処するには 号では、中性子星の I-Love-Q 普遍関係の研究を拡張します。 を解くことで非回転ボソン成分を持つ FBS に変換します。 アインシュタイン・クライン・ゴードン系。 ボソンなどの DM パラメータがどのように計算されるかを研究します。 粒子の質量と自己相互作用の強さは、FBS の構造に影響を与える可能性があります I-Love-Q からの逸脱につながるパラメータ空間を探索します。 関係。 FBS の特性と偏差のレベルは一般的に異なります。 DMパラメータに敏感です。 範囲内のボソン粒子質量の場合 $\mathcal{O}(10^{-10} \ \mathrm{eV})$、ここでコンプトン波長は $1 M_\odot$ 星のシュヴァルツシルト半径に相当する偏差は、 スターに数パーセントのDM混和物が含まれている場合、最大約5%レベルまで。 の DM の量が増えると偏差が大幅に増加します。 また、 普遍的な関係は、1% の偏差レベル以内ではまだ有効です。 ボソン粒子の質量 $m_b \geq 26.8\times10^{-10} \ \mathrm{eV}$。 これ 効果的にボソン粒子の質量に上限を設定し、それを超えると を調査することによって FBS の特性を調査することは現実的ではなくなります。 アイラブQ関係違反。 |
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| In this article we study uniqueness of the Black String, i.e. the product of 4-dimensional Schwarzschild space with a circle of length L. In arXiv:2410.20967, this was reduced to a non-linear elliptic PDE, and we use this setup to show that for small L the Black String is infinitesimally rigid as a Ricci-flat metric. Using a fixed point theorem, we prove that this implies local uniqueness, i.e. there exist no other Ricci-flat metrics near the Black String, and we give bounds for the size of the neighborhood in which the Black String is unique. We compare this with the toy problem of a scalar field satisfying an elliptic equation that was already solved in arXiv:2410.20967 using different methods. In this case we can use the fixed point theorem method to prove not just a local but a global statement. | この記事では、黒い糸の独自性、つまり、 長さ L の円を持つ 4 次元シュヴァルツシルト空間。 arXiv:2410.20967 では、これは非線形楕円偏微分方程式に変換され、 この設定を使用して、小さい L の場合、黒い文字列が無限小であることを示します。 リッチフラットメトリクスとして固定されています。 不動点定理を使用して、これが局所的な一意性を意味することを証明します。 つまり、黒い文字列の近くには他にリッチフラット メトリックは存在せず、次のようになります。 黒い紐が一意である近傍のサイズの境界。 これを楕円を満たすスカラー場のおもちゃの問題と比較します。 arXiv:2410.20967 でさまざまな方法を使用してすでに解かれている方程式。 この場合、不動点定理手法を使用して、単なる問題ではないことを証明できます。 ローカルだがグローバルなステートメント。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We explore the possibility that part of what we call dark matter may be the mark of a preferred frame, revealing a breakdown of diffeomorphism invariance. In the non-relativistic limit this appears as a deviant matter source capable of attracting normal matter, but not feeling the attraction from other forms of matter or from itself. While this implies a violation of momentum conservation, no logical inconsistencies arise in this deviant ``Newtonian'' limit. In contrast, due to Bianchi identities, the relativistic theory must undergo core change, and we discuss a modification of Einstein's gravity capable of coupling a non-conserved source to gravity. It results from fixing some of the spatial components of the metric, thereby constraining the possible diffeomorphisms and clipping some of the equations. Bianchi identities can always be used to refill the equations, but the effective Stueckelberg stresses are so outlandish that this defines symmetry breakdown and violations of local energy-momentum conservation. We work out spherically symmetric solutions with static halos and flat rotation curves, with and without a central black hole. The model has the drawback that it can evade experimental constraints simply by setting to zero the local density of deviant matter (which is a non-dynamic input). Its presence, in contrast, would leave inimitable signatures. We briefly discuss the Hamiltonian formulation of these models, where such dark matter appears as a central charge in the Poisson bracket of the Hamiltonian and the momentum. | 私たちは、暗黒物質と呼ばれるものの一部が、 優先フレームのマーク、微分同相不変性の破綻を明らかにします。 非相対論的極限では、これは逸脱物質源として現れる。 通常の物質を引き寄せるが、他の形態の物質からは引き寄せを感じない 物質またはそれ自体から。 これは運動量保存の違反を意味しますが、 この逸脱した「ニュートン」限界では論理的矛盾は生じません。 で 対照的に、ビアンキのアイデンティティにより、相対主義理論は核心を経なければなりません 変化し、結合可能なアインシュタインの重力の修正について議論します。 重力の非保存源。 それは空間の一部を修正することによって生じます 計量の成分を考慮して、考えられる微分同相写像を制限し、 一部の方程式を切り取っています。 ビアンキのアイデンティティはいつでも補充に使用できます 方程式は正しいですが、有効なシュテュッケルベルク応力は非常に奇妙です。 これは対称性の崩壊と局所的なエネルギー運動量の違反を定義します 保全。 静的なハローを使用して球対称の解を導き出します。 中央のブラック ホールがある場合とない場合の、平らな回転曲線。 モデルには、 ゼロに設定するだけで実験上の制約を回避できるという欠点があります 逸脱物質の局所密度 (非動的入力)。 その 対照的に、存在感は独特の痕跡を残すでしょう。 簡単に説明します これらのモデルのハミルトニアン定式化では、このような暗黒物質は次のように表示されます。 ハミルトニアンのポアソンブラケットにおける中心的なチャージと勢い。 |
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| Cosmic strings are predicted in many extensions of the Standard Model and constitute a plausible source of gravitational waves (GWs) from the early Universe. In a previous article [1], we pointed out that the GW spectrum from a population of string loops in the scaling regime can exhibit a sharp cutoff frequency associated with the fundamental oscillation mode of string loops. In this paper, we study the effect of particle decay due to kink-kink collisions and cusps on the GW spectrum in the nonscaling scenario introduced in Ref. [2]. We find analytical conditions for the existence of a cutoff frequency in the fundamental spectrum and provide expressions for this frequency. In large regions of parameter space, our results in the nonscaling model turn out to be identical to those in the scaling model. Finally, we demonstrate how the spectrum changes when transitioning from the regime with a cutoff frequency to the regime without a cutoff frequency. Our analytical estimates are validated at qualitatively different benchmark points by comparing them with numerical spectra. | 宇宙ひもは標準モデルの多くの拡張で予測されており、 初期からの重力波 (GW) の発生源として考えられる 宇宙。 以前の記事 [1] で、私たちは、 スケーリング領域における文字列ループの集団は、急激なカットオフを示す可能性があります 弦ループの基本振動モードに関連付けられた周波数。 で この論文では、キンク-キンク衝突による粒子減衰の影響を研究します。 参考文献で紹介されている非スケーリングシナリオのGWスペクトルの尖点。 [2]。 カットオフ周波数が存在するための解析条件を見つけます。 基本スペクトルを作成し、この周波数の式を提供します。 大きく言えば パラメータ空間の領域では、非スケーリング モデルでの結果は次のようになります。 スケーリングモデルのものと同じです。 最後に、どのようにして カットオフ周波数の領域から次の領域に移行すると、スペクトルが変化します。 カットオフ周波数のないレジーム。 分析的な推定値が検証されました 数値と比較することにより、質的に異なるベンチマークポイントで スペクトル。 |
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| The strongly lensed gravitational wave (SLGW) is a promising transient phenomenon. However, the long-wave nature of gravitational waves poses a significant challenge in identification of its host galaxy. To tackle this challenge, we propose a method triggered by the wave optics effect of microlensing. The microlensing interference introduce frequency-dependent fluctuations in the waveform. Our method consists of three steps. First, we reconstruct the waveforms by using the template-independent and template-dependent methods. The mismatch of two reconstructions serves as an indicator of SLGWs. This step can identify approximately $10\%$ SLGWs. Second, we pair the SLGWs' multiple-images by employing the sky localization overlapping. Because we have pre-identified at least one image through microlensing, the false alarm probability for pairing SLGWs is significantly reduced. Third, we search the host galaxy by requiring the consistency of time-delays between galaxy-galaxy lensing and SLGW. By combing the stage-IV galaxy survey and the third-generation gravitational wave detectors, we expect to find, on average, 1 quadruple-image system per 3 years. The merit of this method can significantly facilitate the pursuit of time-delay cosmography, discovery of compact objects and multi-messenger astronomy. | 強力レンズ重力波 (SLGW) は有望な過渡現象である 現象。 しかし、重力波の長波の性質により、 そのホスト銀河の特定には大きな課題がある。 これに取り組むには この課題に対して、私たちは波動光学効果によって引き起こされる方法を提案します。 マイクロレンズ。 マイクロレンズ干渉により、周波数依存性が生じます。 波形の変動。 私たちの方法は 3 つのステップから構成されます。 まず、私たちは テンプレートに依存しない波形を使用して波形を再構築します。 テンプレートに依存するメソッド。 2 つの再構成の不一致は、 SLGW のインジケーター。 この手順では、約 $10\%$ SLGW を特定できます。 2番、 空の位置特定を利用して SLGW の複数の画像をペアリングします 重複。 少なくとも 1 つの画像を事前に特定しているため、 マイクロレンズの場合、SLGW のペアリングの誤警報確率は大幅に高くなります。 減りました。 第三に、次の一貫性を要求することによってホスト銀河を検索します。 銀河間レンズと SLGW の間の時間遅延。 ステージ IV を組み合わせることで 銀河探査と第三世代重力波検出器の開発に期待 平均すると、3 年に 1 つの 4 倍画像システムが見つかります。 このメリットは この方法は、時間遅延宇宙像の追求を大幅に容易にすることができます。 コンパクト天体とマルチメッセンジャー天文学の発見。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Applying the holographic 2-flavor Einstein-Maxwell-dilaton model, the parameters of which fixed by lattice QCD, we extract the equations of state for hot quark-gluon plasma around the critical point at $T=182$ MeV, and have corresponding quark star cores constructed. By further adding hadron shells, the mass range of the whole stars spans from $2$ to $17$ solar masses, with the maximum compactness around $0.15$. This result allow them to be black hole mimickers and candidates for gap events. The I-Love-Q-C relations are also analyzed, which show consistency with the neutron star cases when the discontinuity at the quark-hadron interface is not large. Besides, we illustrate the full parameter maps of the energy density and pressure as functions of the temperature and chemical potential, and discuss the constant thermal conductivity case supposing a heat source inside. | ホログラフィック 2 フレーバー アインシュタイン・マクスウェル・ディラトン モデルを適用すると、 格子 QCD によって固定されたパラメータから、状態方程式を抽出します。 $T=182$ MeVの臨界点付近のホットクォーク・グルーオンプラズマ、 対応するクォークスターコアが構築されました。 さらにハドロン殻を加えることで、 星全体の質量範囲は太陽質量 $2$ から $17$ に及びます。 最大のコンパクトさは $0.15$ 程度です。 この結果により、それらはブラックホールであることが可能になります 模倣者とギャップイベントの候補者。 I-Love-Q-C 関係も 分析された結果は、中性子星の場合との一致性を示しています。 クォークとハドロンの界面における不連続性は大きくありません。 それに加えて、私たちは エネルギー密度と圧力の完全なパラメーター マップを次のように示します。 温度と化学ポテンシャルの関数、定数について議論します。 内部に熱源を想定した熱伝導率のケースです。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Analog gravity experiments, such as those realized in Bose-Einstein condensates, often aim at simulating cosmological pair production due to the dynamical expansion of the universe. However, these experiments have a start and an end, which introduces unavoidable transitions out of and into static regimes that alter the intended expansion profile. We show that the resulting particle spectra can be overwhelmingly dominated by these transition periods, which calls for a careful interpretation of experimental outcomes. In prospective Schwinger effect experiments, by contrast, transition effects do not dominate particle production, and such a reinterpretation may not be necessary. | ボーズ・アインシュタインで実現されたようなアナログ重力実験 凝縮物は、多くの場合、 宇宙のダイナミックな膨張。 ただし、これらの実験には始まりがあります そして、静的状態から静的状態への避けられない移行を導入する終わり。 意図した拡大プロファイルを変更する体制。 結果として得られることを示します 粒子スペクトルはこれらの遷移期間によって圧倒的に支配される可能性があり、 そのためには実験結果を慎重に解釈する必要があります。 で 対照的に、予測シュウィンガー効果実験では、遷移効果は次のようになります。 粒子生成を支配するものではないため、そのような再解釈は可能ではないかもしれません。 必要。 |
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| Fibre inflationary models are constructed in type-IIB string flux compactification. These models have been shown to be in agreement with the cosmological observations under appropriate choices of parameters, which originate from their string theory construction. In the present work, we embed such models, originally studied in the cold inflation picture, in the context of warm inflation. We study the viability of different fibre inflation potentials in both strong and weak dissipative regime of warm inflation. In fibre inflation, the inflaton is a four-dimensional complex manifold -- a fibre of a $K3$ fibred Calabi-Yau. The potential in this case is generated by an interplay of various perturbative and non-perturbative corrections. The former type of corrections consists of leading-order $\alpha'^3-$ term, higher derivative $F^4-$ correction, and various string loop corrections of KK, log-loop and winding type. Depending on the balance between several corrections, we present four different fibre inflationary potentials and show that the warm inflationary pictures for all of them can successfully fall in the viable window from both Planck and recent Atacama Cosmology Telescope (ACT) data. We show that warm inflation makes it possible to extend the range of parameters of applicability of these models. Our results also indicate that with the help of a large dissipation ratio, one can achieve a sub-Planckian field excursion, although, this runs on the possibility of moving away from the perturbative control of low-energy four-dimensional supergravity theory. | ファイバー膨張モデルはタイプ IIB ストリングフラックスで構築されています コンパクト化。 これらのモデルは、 パラメータを適切に選択した場合の宇宙論的観測 彼らの弦理論の構築に由来しています。 今回の作業では、 このようなモデルは、元々はコールドインフレーションの状況で研究されていましたが、 温暖なインフレのこと。 私たちはさまざまな繊維膨張の実現可能性を研究しています 温暖インフレの強い消散体制と弱い消散体制の両方における可能性。 で ファイバーのインフレーション、インフレトンは 4 次元の複雑な多様体です -- ファイバー 3K3ドルの繊維入りカラビヤウ。 この場合のポテンシャルは、 さまざまな摂動補正と非摂動補正の相互作用。 前者 修正の種類は、先頭の $\alpha'^3-$ 項、それより上位の項で構成されます 導関数 $F^4-$ 修正、および KK のさまざまな文字列ループ修正、 丸太ループ・巻き取りタイプ。 いくつかのバランスに応じて、 補正を加えて、4 つの異なる繊維膨張可能性を示し、次のように示します。 彼ら全員にとっての暖かいインフレ状況がうまく収まることができます。 プランクと最近のアタカマ宇宙望遠鏡 (ACT) の両方からの実行可能な窓 データ。 我々は、温暖なインフレーションにより、 これらのモデルの適用可能性のパラメータ。 私たちの結果はまた、 大きな散逸比の助けを借りて、サブプランク分布を達成できます。 ただし、これはフィールドエクスカーションから離れる可能性を前提としています。 低エネルギー四次元超重力理論の摂動制御。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The area law obeyed by the thermodynamic entropy of black holes is one of the fundamental results relating gravity to statistical mechanics. In this work we provide a derivation of the area law for the quantum relative entropy of the Schwarzschild black-hole for arbitrary Schwarzschild radius. The quantum relative entropy between the metric of the manifold and the metric induced by the geometry and the matter field has been proposed in G. Bianconi "Gravity from entropy", Phys. Rev. D (2025) as the action for entropic quantum gravity leading to modified Einstein equations. The quantum relative entropy generalizes Araki entropy and treats the metrics between zero-forms, one-forms, and two-forms as quantum operators. Although the Schwarzschild metric is not an exact solution of the modified Einstein equations of the entropic quantum gravity, it is an approximate solution valid in the low coupling, small curvature limit. Here we show that the quantum relative entropy associated to the Schwarzschild metric obeys the area law for large Schwarzschild radius. We provide a full statistical mechanics interpretation of the results. | ブラックホールの熱力学的エントロピーが従う面積法則は、 重力を統計力学に関連付ける基本的な結果。 この作品で私たちは、 の量子相対エントロピーの面積法則の導出を提供します。 任意のシュヴァルツシルト半径のシュヴァルツシルト ブラック ホール。 量子 多様体の計量と、多様体によって引き起こされる計量との間の相対エントロピー 幾何学と物質場は、G. ビアンコーニ「重力」で提案されています。 エントロピーから」、エントロピー量子重力の作用としての Phys. Rev. D (2025) 修正されたアインシュタイン方程式につながります。 量子相対エントロピー Araki エントロピーを一般化し、ゼロ形式、一形式、 量子演算子として 2 つの形式があります。 シュヴァルツシルト指標は エントロピー量子の修正アインシュタイン方程式の正確な解 重力、低結合、小さい場合に有効な近似解です。 曲率限界。 ここで、量子相対エントロピーが シュヴァルツシルト計量は、シュヴァルツシルト半径が大きい場合は面積の法則に従います。 私たちは 結果の完全な統計力学的解釈を提供します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Regular and spherically symmetric black holes that solve the singularity problems of the Schwarzschild solution are phenomenologically viable at large distance but usually suffer from the Cauchy horizon instability. To overcome this drawback, we extended the analysis to include hyperbolic and toroidal horizon topologies within the framework of static, topologically maximally symmetric spacetimes. We show that both hyperbolic and toroidal black holes can be constructed without Cauchy horizons and without curvature singularities, thereby avoiding the mass inflation instability. These solutions exhibit asymptotic flatness in a generalized quasi-Minkowskian sense. The phenomenological aspects of these solutions are also studied by examining their thermodynamical properties, the photon sphere, and the effective potentials, ensuring consistency with observable properties such as black hole shadows. Lastly, we investigate a reconstruction technique within a scalar-tensor gravity framework, illustrating how the discussed metrics can arise from well-defined scalar field dynamics. Our investigation presents a viable pathway for constructing physically realistic, regular black holes in both General Relativity and modified gravity, broadening the landscape of singularity-free spacetimes and offering models that may better reflect the nature of strong gravitational fields in astrophysical and cosmological settings. | 特異点を解決する規則的かつ球対称なブラック ホール シュヴァルツシルト解の問題は全体として現象論的に実行可能です 距離はありますが、通常はコーシーの地平線の不安定性に悩まされます。 克服するために この欠点があるため、解析を拡張して双曲線とトロイダルを含めました。 静的、トポロジ的に最大限のフレームワーク内のホライズン トポロジ 対称時空。 双曲的ブラック ホールとトロイダル ブラック ホールの両方が可能であることを示します。 コーシー地平線や曲率特異点を持たずに構築される それにより、大量インフレの不安定性を回避します。 これらのソリューションは次のことを示します。 一般化された準ミンコフスキー的な意味での漸近平坦性。 の これらの解決策の現象学的側面も、それらを調べることによって研究されます。 熱力学特性、光子球、有効ポテンシャル、 ブラック ホールの影などの観察可能な特性との一貫性を確保します。 最後に、スカラーテンソル内での再構成手法を調査します。 重力フレームワーク。 議論されているメトリクスがどのようにして得られるかを示しています。 明確に定義されたスカラー場のダイナミクス。 私たちの調査は実行可能な経路を示しています 物理的に現実的な規則的なブラック ホールを両方の領域で構築するための一般的なもの 相対性理論と修正重力、特異点のない世界を広げる 時空と、強いものの性質をよりよく反映する可能性のあるモデルを提供する 天体物理学および宇宙論的環境における重力場。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Lenzi and Sopuerta developed a new method to construct master functions for the perturbation of vacuum black holes. We extend this method to black holes coupled with electromagnetic field and cosmological constant by allowing the master functions to be linear combinations of the metric and electromagnetic-potential perturbations, as well as their first-order derivatives. Requiring these master functions satisfy wave equations with yet-to-be-determined effective potentials, we reduce the linearized Einstein-Maxwell system to a set of algebraic-differential constraints. Solving these constraints reveals four master function branches in each parity sector: two standard branches, which coincide with the Zerilli-Moncrief formalism, and two Darboux branches, characterized by their effective potentials. Within each parity sector, a Darboux transformation exists which connects the standard and Darboux branches, preserving the quasinormal mode spectrum and confirming their physical equivalence. | Lenzi と Sopuerta は、マスター関数を構築する新しい方法を開発しました。 真空ブラックホールの摂動。 この方法をブラックホールにも拡張します を可能にすることで、電磁場と宇宙定数と結合します。 マスター関数はメトリックと 電磁ポテンシャル摂動とその一次摂動 派生製品。 これらのマスター関数を要求すると、次の波動方程式が満たされます。 まだ決定されていない実効ポテンシャルを考慮して、線形化されたポテンシャルを削減します。 アインシュタイン・マクスウェル系を一連の代数微分制約に適用します。 解決中 これらの制約により、各パリティ セクターに 4 つのマスター関数分岐があることがわかります。 ゼリリ・モンクリーフ形式主義と一致する 2 つの標準的な分岐、および 2 つのダルブー支店は、その効果的な可能性を特徴としています。 それぞれの中で パリティ セクターでは、標準とパリティを接続するダルブー変換が存在します。 ダルブー分岐。 準正規モード スペクトルを保存し、そのスペクトルを確認します。 物理的な同等性。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Strong gravitational lensing occurs when photons pass through the vicinity of a black hole. We investigate this phenomenon in the context of a gravitational-wave event, specifically when a black hole is settling into its final state. The deflection angle of photons mimics the ringdown pattern of the gravitational wave at intermediate times. At late times it has an inverse cubic dependence on observation time. The deviation angle increases exponentially as photons approach the photon ring orbit, reflecting its unstable nature. Our findings are directly applicable to imaging scenarios involving stars against the background of compact binaries, or circumbinary accretion disks, particularly during the merger of two black holes. | 光子が近くを通過するときに強い重力レンズが発生します。 ブラックホール。 私たちはこの現象を次のような状況で調査します。 重力波現象、特にブラックホールがその領域に定着しつつあるとき 最終状態。 光子の偏向角は、光子のリングダウン パターンを模倣します。 中間時の重力波。 遅い時間には逆三次関数があります 観察時間に依存します。 偏角は次のように指数関数的に増加します。 光子は、その不安定な性質を反映して、光子リング軌道に近づきます。 私たちの この発見は、星が関与する画像シナリオに直接適用できます。 コンパクト連星、または周連星降着円盤の背景、 特に2つのブラックホールの合体中。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Uniqueness results for asymptotically locally flat and asymptotically flat $S^1$-symmetric gravitational instantons are proved using a divergence identity of the type used in uniqueness proofs for static black holes, combined with results derived from the $G$-signature theorem. Our results include a proof of the $S^1$-symmetric version of the Euclidean Black Hole Uniqueness conjecture, a uniqueness result for the Taub-bolt family of instantons, as well as a proof that an ALF $S^1$-symmetric instanton with the topology of the Chen-Teo family of instantons is Hermitian. | 局所的に漸近的に平坦になる場合と漸近的に平坦になる場合の一意性の結果 $S^1$ 対称重力インスタントンが発散恒等式を使用して証明される 静的ブラック ホールの一意性証明に使用されるタイプで、 $G$-signature定理から導かれた結果。 私たちの結果には以下の証拠が含まれています ユークリッド ブラック ホールの一意性予想の $S^1$ 対称バージョン、 インスタントンの Taub-bolt ファミリーの一意性の結果と証明 Chen-Teo族のトポロジーを持つALF $S^1$対称インスタントン インスタントンのはエルミートです。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| As in other partial differential equations, one ends up with some arbitrary constants or arbitrary functions when one integrates Einstein's equations, or more generally field equations of any other gravity. Interpretation of these arbitrary constants and functions as some physical quantities that can, in principle, be measured is a non-trivial matter. Concentrating on the case of constants, one usually identifies them as conserved mass, momentum, angular momentum, center of mass, or some other hairs of the solution. This can be done via the Arnowitt-Deser-Misner (ADM)-type construction based on pure geometry, and the solution is typically a black hole. Hence, one talks about the black hole mass and angular momentum, etc. Here we show that there are several misunderstandings: First of all, the physical interpretation of the constants of a given geometry depends not only on pure geometry, i.e. the metric, but also on the theory under consideration. This becomes quite important, especially when there is a cosmological constant. Secondly, one usually assigns the maximally symmetric spacetime, say the flat or the (anti)-de Sitter spacetime, to have zero mass and angular momentum and linear momentum. This declares the maximally symmetric spacetime to be the vacuum of the theory, but such an assignment depends on the coordinates in the ADM-type constructions and their extensions: in fact, one can introduce large gauge transformations (new coordinates) which map, say, the flat spacetime to flat spacetime but the resultant flat spacetime can have a nontrivial mass and angular momentum, if the new coordinates are such that the metric components do not decay properly. These issues, which are often overlooked, will be examined in detail, and a resolution, via the use of a divergence-free rank $(0,4)$-tensor, will be shown for the case of anti-de Sitter spacetimes. | 他の偏微分方程式と同様に、最終的には任意の式が得られます。 アインシュタインの方程式を積分するときの定数または任意の関数、または より一般的には、他の重力の場の方程式です。 これらの解釈 任意の定数と関数は、次のような物理量として使用できます。 原則として、測定されることは重要な問題です。 の場合に焦点を当てます 定数は、通常、保存された質量、運動量、角度として識別されます。 運動量、重心、または溶液のその他の毛髪。 これはできる 純粋な幾何学に基づいたアーノウィット・デザート・マイズナー (ADM) タイプの構造を介して、 そしてその解決策は通常ブラックホールです。 したがって、人は黒について話します 穴の質量や角運動量など。 ここでは、いくつかの関係があることを示します。 誤解: まず第一に、定数の物理的解釈 特定のジオメトリの値は、純粋なジオメトリ、つまり距離に依存するだけでなく、 検討中の理論についても。 これがかなり重要になってきますが、 特に宇宙定数がある場合。 第二に、通常は次のように割り当てます。 最大限に対称的な時空、たとえばフラットまたは（アンチ）ド・ジッター 時空は質量がゼロで、角運動量と線形運動量を持ちます。 これ は、最大対称時空が理論の真空であると宣言しますが、 このような割り当ては、ADM タイプの構造の座標に依存します。 それらの拡張: 実際、大きなゲージ変換 (新しい 座標）これは、たとえば、平坦な時空を平坦な時空にマッピングしますが、 結果として生じる平らな時空は、自明ではない質量と角運動量を持つ可能性があります。 新しい座標は、メートル成分が適切に減衰しないようなものです。 見落とされがちなこれらの問題を詳細に検討し、 発散のないランク $(0,4)$-tensor を使用した解像度が表示されます 反ド・シッター時空の場合。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the optical properties of a wormhole geometry characterized by a constant negative Gaussian curvature. This distinctive optical structure is modeled using the optical metric of the static BTZ black hole, corresponding to the hyperbolic wormhole framework. Within this model, we derive the arbitrary geodesics and the associated effective potential. Our analysis reveals that the effective potential becomes increasingly narrow as the curvature radius of the optical wormhole decreases, with all possible trajectories converging at the optical origin \(\rho = 0\). We further analyze the wave modes governing light propagation on this curved surface, demonstrating that the effective potential is purely repulsive in both the small and large \(\rho\) limits. While the potential remains finite in both regimes, its behavior differs markedly. Near the optical origin, the magnetic quantum number (\(m\)) exerts a significant influence on the effective repulsive potential, particularly for large values of \(m\), where the potential resembles a typical barrier. However, this effect diminishes with increasing optical distance. Using this framework, we compute the reflection and transmission coefficients for \(m \neq 0\). Our findings indicate that the optical properties of the background are predominantly governed by the curvature radius of the optical wormhole, highlighting its critical role in shaping light propagation in such geometries. | 私たちは、次のような特徴を持つワームホール形状の光学的特性を調査します。 一定の負のガウス曲率。 この特徴的な光学構造は、 静的 BTZ ブラック ホールの光学計量を使用してモデル化され、以下に対応します。 双曲ワームホールフレームワーク。 このモデル内で、任意の 測地線とそれに関連する有効ポテンシャル。 私たちの分析により、 有効ポテンシャルは、曲率半径が狭くなるにつれてますます狭くなります。 光学的ワームホールが減少し、考えられるすべての軌道が 光学的原点 \(\rho = 0\)。 光を支配する波動モードをさらに分析します この曲面上を伝播し、実効ポテンシャルが \(\rho\) の小さい限界と大きい限界の両方で純粋に反発します。 一方、 どちらの領域でもポテンシャルは有限のままですが、その動作は著しく異なります。 近く 光学的起源、磁気量子数 (\(m\)) は重要な影響を及ぼします。 特に大きな値の場合、有効反発ポテンシャルへの影響 \(m\) の場合、ポテンシャルは典型的な障壁に似ています。 ただし、この効果は 光学距離が増加すると減少します。 このフレームワークを使用して、次のように計算します。 \(m \neq 0\) の反射係数と透過係数。 私たちの調査結果 背景の光学特性が主に 光学ワームホールの曲率半径によって支配され、その湾曲を強調します。 このような幾何学形状における光の伝播を形作る上で重要な役割を果たします。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Whether the current observational data indicate any evidence of interaction between the dark sector is a matter of supreme interest at the present moment. This article searched for an interaction in the dark sector between a pressure-less dark matter and a dark energy fluid with constant equation of state, $w_{\rm DE}$. For this purpose, two non-parametric approaches, namely, the Gaussian Process (GP) and the Artificial Neural Networks (ANN) have been employed and using the Hubble data from Cosmic Chronometers (CC), Pantheon+ from Supernovae Type Ia and their combination we have reconstructed the interaction function. We find that for $w_{\rm DE} =-1$, the interaction in the dark sector is not prominent while for $w_{\rm DE} \neq -1$, evidence of interaction is found depending on the value of $w_{\rm DE}$. In particularly, we find that if we start deviating from $w_{\rm DE} = -1$ either in the quintessence ($w_{\rm DE} > -1$) or phantom ($w_{\rm DE} < -1$) direction, an emergence of dark interaction is observed from both GP and ANN reconstructions. We further note that ANN which is applied for the first time in this context seems to play a very efficient role compared to GP. | 現在の観測データが相互作用の証拠を示しているかどうか ダークセクター間の問題は現時点で最大の関心事です。 この記事では、ダークセクターにおける人間間の相互作用を調査しました。 圧力のない暗黒物質と暗黒エネルギー流体の定常方程式 状態、$w_{\rm DE}$。 この目的のために、2 つのノンパラメトリックなアプローチ、すなわち、 ガウスプロセス (GP) と人工ニューラルネットワーク (ANN) は、 Cosmic Chronometers (CC)、Pantheon+ のハッブル データを採用および使用 超新星 Ia 型とその組み合わせから、私たちは インタラクション機能。 $w_{\rm DE} =-1$ の場合、 $w_{\rm DE} \neq -1$ の場合、ダーク セクターは顕著ではありませんが、 $w_{\rm DE}$ の値に応じて相互作用が見つかります。 特に、 $w_{\rm DE} = -1$ から逸脱し始めると、 クイン本質 ($w_{\rm DE} > -1$) またはファントム ($w_{\rm DE} < -1$) 方向、 GP と ANN の両方の再構成から、暗い相互作用の出現が観察されます。 さらに、この文脈で初めて適用される ANN にも注目してください。 GPに比べて非常に効率的な役割を果たしているようです。 |
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| We investigate a dynamical reconstruction of the dark energy equation of state parameter by assuming that it satisfies a law of motion described by an autonomous second-order differential equation, with the limit of the cosmological constant as an equilibrium point. We determine the asymptotic solutions of this equation and use them to construct two families of parametric dark energy models, employing both linear and logarithmic parametrization with respect to the scale factor. We perform observational constraints by using the Supernova, the Cosmic Chronometers and the Baryon Acoustic Oscillations of DESI DR2. The constraint parameters are directly related with the initial value problem for the law of motion and its algebraic properties. The analysis shows that most of the models fit the observational data well with a preference to the models of the logarithmic parametrization. Furthermore, we introduce a new class of models as generalizations of the CPL model, for which the equilibrium point is a constant value rather than the cosmological constant. These models fit the data in a similar or better way to the CPL and the $\Lambda$CDM cosmological models. | 我々は、次の暗黒エネルギー方程式の動的再構成を調査します。 状態パラメータは、 の極限を持つ自律的な 2 階微分方程式 平衡点としての宇宙定数。 漸近線を決定します この方程式の解を取得し、それらを使用してパラメトリックの 2 つのファミリーを構築します。 ダーク エネルギー モデル。 線形パラメータ化と対数パラメータ化の両方を採用し、 スケールファクターに関して。 を使用して観測制約を実行します。 超新星、宇宙クロノメーター、DESI のバリオン音響振動 DR2。 制約パラメータは初期値と直接関係しています。 運動法則とその代数的性質の問題。 分析の結果、 ほとんどのモデルは観測データによく適合し、 対数パラメータ化のモデル。 さらに新作もご紹介します CPL モデルの一般化としてのモデルのクラス。 point は宇宙定数ではなく定数値です。 これらのモデル CPL と $\Lambda$CDM に類似またはより良い方法でデータを適合させます。 宇宙論的モデル。 |
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| Gravitational perturbations of higher-dimensional black holes in the Einstein-Gauss-Bonnet theory, proposed by Boulware and Deser, have been extensively studied in numerous works, primarily focusing on the fundamental mode. These studies have shown that for sufficiently small black holes, comparing to the Gauss-Bonnet coupling parameter, a dynamical instability arises. In this work, for the first time, we conduct a comprehensive analysis of the behavior of overtones. We demonstrate that while the fundamental mode remains largely unchanged due to the limited stability region, the first few overtones deviate from their Tangherlini limits at an increasing rate. This deviation reflects the impact of the coupling parameter on the near-horizon structure of the black hole. | 高次元ブラックホールの重力摂動 Boulware と Deser によって提案されたアインシュタイン・ガウス・ボンネット理論は、 主に基本的なことに焦点を当て、多くの著作で広く研究されています。 モード。 これらの研究は、十分に小さいブラック ホールの場合、 ガウス-ボンネット結合パラメータと比較すると、動的不安定性 が生じます。 この研究では、初めて包括的な分析を行います。 倍音の振る舞いについて。 基本モードであるにもかかわらず、 安定領域が限られているため、最初の数回はほとんど変化しません。 倍音がタンヘルリーニの限界から逸脱する割合が増加しています。 これ 偏差は、地平線付近に対する結合パラメータの影響を反映します。 ブラックホールの構造。 |
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| The multiplicative Lagrangian and Hamiltonian introduce an additional parameter that, despite its variation, results in identical equations of motion as those derived from the standard Lagrangian. This intriguing property becomes even more striking in the case of a free particle. By manipulating the parameter and integrating out, the statistical average of the multiplicative Lagrangian and Hamiltonian naturally arises. Astonishingly, from this statistical viewpoint, the relativistic Lagrangian and Hamiltonian emerge with remarkable elegance. On the action level, this formalism unveils a deeper connection: the spacetime of Einstein's theory reveals itself from a statistical perspective through the action associated with the multiplicative Lagrangian. This suggests that the multiplicative Lagrangian/Hamiltonian framework offers a profound and beautiful foundation, one that reveals the underlying unity between classical and relativistic descriptions in a way that transcends traditional formulations. In essence, the multiplicative approach introduces a richer and more intricate structure to our understanding of physics, bridging the gap between different theoretical realms through a statistical perspective. | 乗算ラグランジアンとハミルトニアンは追加の式を導入します。 変動にもかかわらず、同一の運動方程式をもたらすパラメータ 標準ラグランジアンから導出されたものと同様です。 この興味深い特性は、 自由粒子の場合はさらに顕著です。 を操作することで、 パラメータを計算して積分すると、乗算の統計的平均が得られます。 ラグランジアンとハミルトニアンは自然に生じます。 驚くべきことに、このことから、 統計的観点からは、相対論的なラグランジアンとハミルトニアンが現れます。 驚くべき優雅さ。 行動レベルでは、この形式主義はより深い部分を明らかにします。 関係：アインシュタインの理論の時空は、 乗法に関連するアクションを通じた統計的視点 ラグランジュ。 これは、乗算ラグランジアン/ハミルトニアンが フレームワークは奥深く美しい基盤を提供し、 古典的記述と相対論的記述の間の根底にある統一性 従来の処方を超えます。 本質的に、乗算的なアプローチは、 私たちの理解に、より豊かで複雑な構造を導入します。 物理学、さまざまな理論領域間のギャップを橋渡しします。 統計的な観点。 |
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| We construct a static, spherically symmetric black hole (BH) solution embedded within a dark matter (DM) halo, formulated as a non-vacuum extension of the Schwarzschild spacetime. The DM distribution is modeled via an empirical density profile calibrated to observations of the elliptical galaxy NGC 4649 (M60), incorporating Hubble Space Telescope (HST) imaging, stellar velocity dispersion data, and globular cluster dynamics. The resultant spacetime metric depends on three independent parameters: the black hole mass $M$, the asymptotic circular velocity $V_c$, and the halo scale radius $a$, and smoothly reduces to the Schwarzschild limit as $V_c \to 0$ and $a \to 0$. We analyze the influence of the halo on key geometric and physical quantities, including the event horizon radius, photon sphere, shadow size, and curvature invariants. The Kretschmann scalar exhibits an enhanced sensitivity to halo-induced modifications, particularly in the near-horizon regime. Thermodynamic properties of the solution are also examined. In the extremal limit, characterized by a vanishing surface gravity, the model supports a finite tangential pressure, implying a non-trivial extension of standard black hole thermodynamics. These results highlight the relevance of incorporating astrophysical environments into BH modeling and offer new avenues for testing strong-field gravity through precision observational data. | 静的な球対称ブラック ホール (BH) ソリューションを構築します。 暗黒物質 (DM) ハロー内に埋め込まれ、非真空拡張として定式化されます。 シュヴァルツシルト時空の。 DM の配布は経験に基づいてモデル化されています。 楕円銀河NGC 4649の観測に合わせて校正された密度プロファイル (M60)、ハッブル宇宙望遠鏡 (HST) イメージング、恒星速度を組み込む 分散データと球状星団のダイナミクス。 結果として得られる時空計量 ブラック ホールの質量 $M$、 漸近円速度 $V_c$ とハロー スケール半径 $a$、および滑らかに $V_c \to 0$ および $a \to 0$ としてシュヴァルツシルトの制限まで減少します。 私たちは分析します 主要な幾何学的量および物理量に対するハローの影響。 イベントの地平線の半径、光子球、影のサイズ、曲率の不変条件。 の クレッチマン スカラーはハロー誘発に対する感度が向上します 特に地平線に近い体制における修正。 熱力学 溶液の性質も調べられます。 極限状態では、 表面重力の消失を特徴とするモデルは、有限の 接線方向の圧力、標準的なブラック ホールの自明ではない拡張を示唆 熱力学。 これらの結果は、 天体物理環境を BH モデリングに組み込み、テストのための新しい手段を提供します 精密な観測データによる強磁場重力の解明。 |
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| Stochastic backgrounds of gravitational waves from primordial first-order phase transitions are a key probe of physics beyond the Standard Model. They represent one of the best prospects for observing or constraining new physics with the LISA gravitational wave observatory. However, the large foreground population of galactic binaries in the same frequency range represents a challenge, and will hinder the recovery of a stochastic background. To test the recoverability of a stochastic gravitational wave background, we use the LISA Simulation Suite to generate data incorporating both a stochastic background and an annually modulated foreground modelling the galactic binary population, and the Bayesian analysis code Cobaya to attempt to recover the model parameters. By applying the Deviance Information Criterion to compare models with and without a stochastic background we place bounds on the detectability of gravitational waves from first-order phase transitions. By further comparing models with and without the annual modulation, we show that exploiting the modulation improves the goodness-of-fit and gives a modest improvement to the bounds on detectable models. | 原始一次からの重力波の確率的背景 相転移は、標準模型を超えた物理学の重要な探査です。 彼らは 新しい物理を観察または制限するための最良の見通しの 1 つを表す LISA重力波観測所との連携。 ただし、前景が広いので、 同じ周波数範囲にある銀河連星の集団は、 に挑戦し、確率的背景の回復を妨げます。 をテストするには、 確率的重力波背景の回復可能性には、LISA を使用します。 両方の確率的背景を組み込んだデータを生成するシミュレーション スイート 銀河のバイナリ集団をモデル化する毎年変調される前景、 モデルの復元を試みるためのベイジアン分析コード Cobaya パラメータ。 逸脱情報基準を適用してモデルを比較することによる 確率的バックグラウンドの有無にかかわらず、検出可能性に限界を設けます。 一次相転移による重力波の研究。 さらに比較してみると 年次変調を使用したモデルと使用しないモデルを使用して、 変調により適合度が向上し、適度な改善が得られます。 検出可能なモデルの境界。 |
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| In this paper, we generalize the Schwarzschild-Melvin solution within Einstein-Maxwell-dilaton theories to include non-null scalar charges, while remaining embedded in a magnetic or electric field \textit{\`a la Melvin}. We then use this general solution to obtain the solution in the specific case of Entangled Relativity after a conformal transformation. This notably enables us to verify that the analytical solution used in [Arruga \& Minazzoli 2021] in order to represent compact objects such as neutron stars in Entangled Relativity is indeed a good approximation of the exact solutions of Entangled Relativity when the background field goes to zero. | この論文では、Schwarzschild-Melvin 解を次のように一般化します。 アインシュタイン・マクスウェル・ディラトン理論には非ヌルのスカラー電荷が含まれますが、 \textit{\`a la Melvin} は磁場または電場に埋め込まれたままです。 私たちは 次に、この一般的な解決策を使用して、次のような特定のケースでの解決策を取得します。 等角変換後のエンタングルド相対性理論。 これにより、特に次のことが可能になります。 [Aruga \& Minazzoli 2021] で使用された分析ソリューションを検証するため エンタングルドで中性子星などのコンパクトな天体を表現するため 相対性理論は確かに、もつれの正確な解の良い近似です。 背景フィールドがゼロになるときの相対性。 |
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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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| Primordial isocurvature perturbations, which can arise from various sources in the early Universe, have the potential to leave observable imprints on the gravitational-wave background and provide insights into the nature of primordial fluctuations. In this study, we investigate the gauge dependence of induced gravitational waves (IGWs) sourced by these isocurvature perturbations during radiation dominated era and the kination period in the early universe. We analyze the energy density spectra of IGWs in three different gauges: synchronous, Newtonian, and uniform curvature gauges. To facilitate this analysis, we derive analytical solutions for the perturbations that contribute to the IGW spectra and a general gauge transformation from Newtonian gauge to an arbitrary gauge. Our results reveal significant differences in the energy spectra across these gauges. We find that the energy density of IGWs during radiation domination increases with conformal time as $\eta^8$ and $\eta^4$ for synchronous and uniform curvature gauges, respectively, while it converges in the Newtonian gauge. These findings highlight the importance of gauge choice in calculating IGWs and have implications for the interpretation of future observations of the gravitational-wave background. | さまざまな原因から発生する可能性のある原始等曲率摂動 初期の宇宙では、目に見える痕跡を残す可能性があります。 重力波の背景を分析し、重力波の性質についての洞察を提供します。 根源的な変動。 この研究では、次のゲージ依存性を調査します。 これらの等曲率摂動によって発生する誘導重力波 (IGW) 宇宙初期の放射線支配時代とキネーション期。 IGW のエネルギー密度スペクトルを 3 つの異なるゲージで分析します。 同期、ニュートン、および均一曲率ゲージ。 これを容易にするために 分析では、寄与する摂動に対する分析解を導き出します。 IGW スペクトルへの変換、およびニュートン ゲージからの一般的なゲージ変換 任意のゲージ。 私たちの結果は、エネルギーに大きな違いがあることを明らかにしました これらのゲージ全体のスペクトル。 IGW のエネルギー密度は、 放射線支配はコンフォーマル時間とともに $\eta^8$ と $\eta^4$ として増加します。 それぞれ同期曲率ゲージと均一曲率ゲージで収束します。 ニュートンゲージ。 これらの調査結果は、測定器の選択の重要性を強調しています。 IGW を計算し、将来の解釈に影響を与える 重力波背景の観測。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We consider a classical field theory whose equations of motion follow from the least action principle, but the class of admissible trajectories is restricted by differential equations. The key element of the proposed construction is the complete gauge symmetry of these additional equations. The unfree variation of the trajectories reduces to the infinitesimal gauge symmetry transformation of the equations, restricting the trajectories. We explicitly derive the equations that follow from the requirement that this gauge variation of the action vanishes. The system of equations for conditional extrema is not a Lagrangian system as such, but it admits an equivalent Hamiltonian formulation with a non-canonical Poisson bracket. The bracket is degenerate, in general. Alternatively, the equations restricting the dynamics could be added to the action with Lagrange multipliers with unrestricted variation of the original variables. In this case, we would arrive at the Lagrangian equations for the original variables involving Lagrange multipliers and for Lagrange multipliers themselves. In general, these two methods are not equivalent because the multipliers can bring extra degrees of freedom compared to the case of equations derived by unfree variation of the action. We illustrate the general method with two examples. The first example is a particle in a central field with varying trajectories restricted by the equation of conservation of angular momentum. The phase space acquires one more dimension, and there is an extra conserved quantity $K$ which is responsible for the precession of trajectories. The second example is linearized gravity with the Einstein-Hilbert action, and the class of varying fields is restricted by the linearized Nordstr\"om equation. This conditional extrema problem is shown to lead to the linearized Cotton gravity equations. | 運動方程式が次のような古典的な場理論を考慮します。 最小の動作原理ですが、許容される軌道のクラスは次のとおりです。 微分方程式によって制限されます。 提案の重要な要素 構築は、これらの追加方程式の完全なゲージ対称です。 の 軌道の不自由な変化は極小ゲージにまで縮小される 方程式の対称変換、軌道の制限。 私たちは この要件から次の方程式を明示的に導き出します。 アクションのゲージ変化がなくなる。 条件付き方程式系 極値はそれ自体ラグランジュ系ではありませんが、同等のことが認められます。 非正準ポアソン ブラケットを使用したハミルトニアン定式化。 ブラケットは 一般的には退化している。 あるいは、ダイナミクスを制限する方程式 無制限のラグランジュ乗数を使用してアクションに追加できます。 元の変数の変動。 この場合、次のようになります。 ラグランジュ乗数を含む元の変数のラグランジュ方程式 ラグランジュ乗数自体についても同様です。 一般に、これら 2 つの方法は使用できません。 乗算器は他のものと比較して追加の自由度をもたらすことができるため、同等です。 アクションの自由な変化によって導出される方程式の場合。 私たちは 一般的な方法を 2 つの例で説明します。 最初の例は、 中心磁場の粒子は、さまざまな軌道で制限されます。 角運動量保存方程式。 位相空間がさらに 1 つ取得されます 次元であり、責任のある余分な保存量 $K$ があります。 軌道の歳差運動のために。 2 番目の例は線形化された重力です アインシュタイン・ヒルベルト作用があり、さまざまな場のクラスが制限されています 線形化された Nordstr\"om 方程式によって計算されます。 この条件付き極値問題は次のようになります。 線形化されたコットン重力方程式につながることが示されています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Recently Hollands, Wald and Zhang proposed a new formula for the entropy of a dynamical black hole. We lift this construction to the cosmological event horizon of an asymptotically de Sitter spacetime. By introducing a nontrivial correction term, we generalize Gibbons and Hawking's first law of event horizons to non-stationary eras. We also develop the non-stationary physical process first law between two arbitrary horizon cross-sections for the cosmological event horizon. | 最近、Hollands、Wald、Zhang は、エントロピーの新しい公式を提案しました。 ダイナミックなブラックホール。 私たちはこの構造を宇宙論的な出来事にまで引き上げます 漸近的に向かうド・ジッター時空の地平線。 重要なことを導入することで、 補正項として、ギボンズとホーキングの事象の第一法則を一般化します。 非定常時代への地平。 非定常物理学の開発も行っています。 2 つの任意の地平線断面間で第一法則を処理します。 宇宙論的事象の地平線。 |
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| Fractional differential equations model processes with memory effects, providing a realistic perspective on complex systems. We examine time-delayed differential equations, discussing first-order and fractional Caputo time-delayed differential equations. We derive their characteristic equations and solve them using the Laplace transform. We derive a modified evolution equation for the Hubble parameter incorporating a viscosity term modeled as a function of the delayed Hubble parameter within Eckart's theory. We extend this equation using the last-step method of fractional calculus, resulting in Caputo's time-delayed fractional differential equation. This equation accounts for the finite response times of cosmic fluids, resulting in a comprehensive model of the Universe's behavior. We then solve this equation analytically. Due to the complexity of the analytical solution, we also provide a numerical representation. Our solution reaches the de Sitter equilibrium point. Additionally, we present some generalizations. | 分数微分方程式はメモリ効果を伴うプロセスをモデル化し、 複雑なシステムに対する現実的な視点を提供します。 時間遅れを調べる 微分方程式、一次および分数カプートについて説明する 時間遅れ微分方程式。 それらの特性方程式を導き出します そしてラプラス変換を使用してそれらを解決します。 私たちは修正された進化を導き出します としてモデル化された粘性項を組み込んだハッブル パラメータの方程式 エッカート理論内の遅延ハッブル パラメーターの関数。 これを延長します 分数微積分の最終ステップ法を使用して方程式を計算すると、次のようになります。 Caputo の時間遅れ分数微分方程式。 この方程式は次のように説明します。 宇宙流体の有限な応答時間に対して、包括的な結果が得られます。 宇宙の振る舞いのモデル。 次に、この方程式を分析的に解きます。 期限 分析ソリューションの複雑さに応じて、数値的なソリューションも提供します。 表現。 私たちのソリューションはド・シッター平衡点に達します。 さらに、いくつかの一般化を紹介します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Extreme-mass-ratio inspirals (EMRIs), consisting of a massive black hole and a stellar compact object, are one of the most important sources for space-borne gravitational wave detectors like TianQin. Their population study can be used to constrain astrophysical models that interpret the EMRI formation mechanisms. In this paper, as an initial attempt, we employ a parametrization method to describe the EMRI population model in the loss cone formation channel. This approach, however, can be extended to other models such as the accretion disc driven formation channel. We present the phenomenological characteristic of the MBH mass, spin, and redshift distributions. Then, we investigate the posterior distribution of the hyper-parameters that describe this population model. The optimistic results show that TianQin could recover almost all the posterior of the hyper-parameters within $1\sigma$ confidence interval. The hyper-parameters $\alpha_1, \alpha_2, b$, which describe the MBH mass distribution, could be measured with an accuracy of $46.4\%$, $12.6\%$, and $3\%$, respectively. The hyper-parameters $\mu_z$, and $\sigma_z$, which describe the redshift distribution, could be measured with an accuracy of $15.4\%$ and $21.1\%$. With this estimation accuracy, the EMRI population characteristics can be effectively demonstrated, potentially serving as evidence for EMRI formation in the future studies. Furthermore, with an increasing number of detectable events, the parameter estimation for the hyper-parameters will improve and the confidence intervals will be narrowed. | 極質量比インスピラル (EMRI)、巨大なブラック ホールと 恒星状のコンパクトな天体であり、宇宙から運ばれる最も重要な情報源の 1 つです。 TianQinのような重力波検出器。 彼らの人口調査は利用できる EMRI 形成メカニズムを解釈する天体物理モデルを制約します。 この論文では、最初の試みとして、パラメータ化手法を採用して、 は、ロスコーン形成チャネルにおける EMRI 集団モデルを説明しています。 これ ただし、このアプローチは降着円盤などの他のモデルにも拡張できます。 ドリブンフォーメーションチャネル。 の現象学的特徴を示します。 MBH の質量、スピン、赤方偏移の分布。 次に、後部を調べます この人口モデルを記述するハイパーパラメータの分布。 の 楽観的な結果は、TianQin が後部のほぼすべてを回復できることを示しています。 $1\sigma$ 信頼区間内のハイパーパラメータ。 ハイパーパラメータ MBH の質量分布を表す $\alpha_1、\alpha_2、b$ は次のようになります。 それぞれ $46.4\%$、$12.6\%$、$3\%$ の精度で測定されました。 の 赤方偏移を記述するハイパーパラメータ $\mu_z$ および $\sigma_z$ 分布は、$15.4\%$ および $21.1\%$ の精度で測定できました。 と この推定精度により、EMRI 集団の特徴を次のことが可能になります。 効果的に実証され、潜在的にEMRI形成の証拠として役立つ可能性があります。 今後の勉強。 さらに、検出できる数が増加しているため、 イベントが発生すると、ハイパーパラメータのパラメータ推定が改善され、 信頼区間は狭くなります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We propose a method to probe the thermal properties of quantum field theory (QFT) in an inflationary universe simulated by spin systems. Our previous work (arXiv:2410.07587) has demonstrated that QFT of Majorana fermions in an arbitrary two-dimensional spacetime can be mapped onto a spin system. In this study, we apply this mapping to investigate the thermal properties of an inflationary universe. An interaction between a quantum field and a detector allows one to extract information about the quantum field from the excitation probability of the detector, known as the Unruh-DeWitt detector. In an inflationary universe with Hubble constant $H$, the excitation probability of an Unruh-DeWitt detector follows a thermal distribution with temperature $H/(2\pi)$, indicating that a static observer in the inflationary universe perceives a thermal field. We consider a spin system corresponding to QFT in an inflationary universe and introduce a single spin interacting with this system as an Unruh-DeWitt detector. We demonstrate that the detector response asymptotically approaches the result of QFT with an appropriate power of the number of spin sites. Since the dynamics of spin systems can be implemented on programmable quantum simulation platforms, our study offers a concrete route toward experimentally probing the thermal properties of an inflationary universe in controlled quantum settings. This highlights the potential of quantum technologies to emulate and investigate aspects of quantum field theory in curved spacetimes. | 場の量子論の熱的性質を調べる方法を提案します (QFT) スピン系によってシミュレートされたインフレーション宇宙における。 私たちの以前の仕事 (arXiv:2410.07587) は、マヨラナフェルミオンの QFT が、 任意の 2 次元時空をスピン系にマッピングできます。 この中で 研究では、このマッピングを適用して、熱特性を調査します。 インフレーション宇宙。 量子場と検出器の間の相互作用 励起から量子場に関する情報を抽出できるようになります。 Unruh-DeWitt 検出器として知られる検出器の確率。 で ハッブル定数 $H$ によるインフレーション宇宙、次の励起確率 Unruh-DeWitt 検出器は温度による熱分布に従います $H/(2\pi)$、インフレーション宇宙の静的な観測者であることを示します。 熱場を感知します。 QFTに対応するスピン系を考える。 インフレーション宇宙とこのシステムと相互作用する単一スピンを導入する Unruh-DeWitt 検出器として。 検出器の応答が の適切なべき乗で QFT の結果に漸近します。 スピンサイトの数。 スピン系のダイナミクスは次のように実装できるため、 プログラム可能な量子シミュレーション プラットフォーム、私たちの研究は具体的なルートを提供します 膨張気体の熱特性を実験的に調査することに向けて 制御された量子設定の宇宙。 これにより、次の可能性が強調されます。 場の量子理論の側面をエミュレートして調査するための量子技術 曲がった時空の中で。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We find a new family of galactic metrics corresponding to flat rotation curves at the outer radii. These are vacuum solutions to a gravity theory where the Newton's coupling varies mildly in space. The effective `mass', whose origin is purely geometric, receives a negative non-baryonic contribution. The angle of deflection of a light ray propagating in this geometry is found to be diminished rather than enhanced compared to the Einsteinian bending, the effect being highly suppressed though. Hence, these spacetimes are observationally dintinguishable from other geometric or `dark matter' based alternatives invoked to explain mass discrepancies in galaxies. | 平面回転に対応する銀河計量の新しいファミリーを発見 外側の半径でカーブします。 これらは重力理論に対する真空の解決策です。 ニュートン結合は空間内でわずかに変化します。 有効な「質量」 原点は純粋に幾何学的であり、負の非バリオン寄与を受けます。 の この幾何学形状内を伝播する光線の偏向角は次のようになります。 アインシュタインの曲げと比較して、その効果は強化されるのではなく、むしろ減少します。 かなり抑制されていますが。 したがって、これらの時空は観測的には 他の幾何学的または「暗黒物質」ベースの代替物と区別可能 銀河の質量の不一致を説明するために援用されます。 |
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| In this work, we propose a topological quantum field theory phase for four-dimensional gravity. We show it is able to generate, not only General Relativity, but the whole family of Lovelock-Cartan theories of gravity. This is accomplished due to the existence of a topological symmetry which, when explicitly broken via the introduction of a mass scale, releases the local degrees of freedom of gravity. Additionally, we introduce an extended notion of the (anti-)self-dual Landau gauge conditions to evaluate the Ward identities, counterterms, and prove the quantum stability of the model, to all orders in perturbation theory, using the algebraic renormalization technique. | この研究では、トポロジカルな場の理論段階を提案します。 四次元重力。 一般的なものだけでなく、生成できることを示します。 相対性理論ですが、ラブロック・カルタンの重力理論のファミリー全体です。 これ 位相対称性の存在により達成されます。 質量スケールの導入によって明示的に壊れ、ローカルの 重力の自由度。 さらに、次の拡張概念を導入します。 ウォードアイデンティティを評価するための（反）自己二重ランダウゲージ条件、 反項を計算し、モデルの量子安定性をすべての次数に対して証明します。 代数繰り込み技術を使用した摂動理論。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In the present work, the scattering between a light scalar particle $\phi$ and a heavy scalar $\sigma$ is studied in the eikonal limit, for gravity scenarios containing higher order derivatives, studied in [1]-[6]. It is suggested that if one of the new gravity scales introduced in the higher order action is smaller than the Planck mass, for instance of the order of $M_{GUT}\sim 10^{15}$ GeV, the functional form of the GR eikonal formulas appears enhanced. However, for these new models, the conditions for the eikonal approximation to hold has to be revised, as the introduction of new scales may change the allowed center of mass and impulse transfer scales. This issue is analyzed in the text. The statements of the present work however should be taken with care, as the Schwarzschild radius for these polynomials theories is not yet established. The results presented here, in our opinion, are in agreement with the suppression of corrections pointed out \cite{brandhuber}, \cite{fradkin} and \cite{deser} in for the Stelle gravity. The next to leading order approximation and part of the seagull diagrams are estimated. Different to the GR case, this order generically is non vanishing. An explicit regularization scheme is presented, based on Riesz and Hadamard procedures. The need of a regularization is partially expected, as the inclusion of small energy fluctuations may spoil the eikonal approximation. | 本研究では、光スカラー粒子 $\phi$ 間の散乱 そして重力スカラー $\sigma$ は重力のアイコナル極限で研究されます [1] ～ [6] で研究された高次導関数を含むシナリオ。 それは 新しい重力スケールの 1 つが高次に導入されれば、 作用はプランク質量より小さく、たとえば、 $M_{GUT}\sim 10^{15}$ GeV、GR アイコナル公式の関数形式 強化されて見える。 ただし、これらの新しいモデルの場合、eikonal の条件は 新しいスケールの導入により、保持する近似を修正する必要がある 許可される重心と衝撃伝達スケールを変更します。 この問題は テキストで分析しました。 ただし、本研究のステートメントは次のようにする必要があります。 これらの多項式理論のシュヴァルツシルト半径は次のとおりであるため、注意して使用してください。 まだ確立されていません。 私たちの意見では、ここで示した結果は次のとおりです。 \cite{brandhuber} が指摘した修正の抑制に同意、 \cite{fradkin} と \cite{deser} は、Stelle の重力について説明します。 先頭に次ぐ 次数近似とカモメ図の一部を推定します。 違う GR の場合、この順序は一般に消滅しません。 明示的な Riesz と Hadamard の手順に基づいて、正則化スキームが提示されます。 の 小さな要素が含まれるため、正則化の必要性が部分的に予想されます。 エネルギーの変動によりアイコナル近似が損なわれる可能性があります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the scenarios in which a holonomic versus a non-holonomic frame description of gravity theories are equivalent. It turns out that classically, the equivalence holds in a way that is independent of the particular dynamics and/or spacetime dimension. This includes general metric-affine dynamics. A global bundle-theoretical investigation is carried out, uncovering the equivalence principle as the culprit. The equivalence holds as long as the equivalence principle holds. This is not something to be expected when non-invertible configurations of the vielbein field are taken into account. In such case, the gauge-theoretical description of gravity unsolders from spacetime, and one has to decide if gravity is spacetime geometry or an internal gauge theory. | ホロノミックと非ホロノミックのシナリオを調査します。 重力理論のフレーム記述は同等です。 判明したのは、 古典的に、等価性は、 特定の力学および/または時空次元。 これには一般的なものも含まれます メトリックアフィンダイナミクス。 世界的なバンドル理論の調査が行われます 等価原理が犯人であることを明らかにします。 等価性が成り立つ 等価原理が成り立つ限り。 これはあるべきことではありません vielbein フィールドの非可逆構成が取られる場合に予期される 考慮に入れてください。 このような場合、重力のゲージ理論的記述は、 時空からはんだが剥がれ、重力が時空であるかどうかを判断する必要がある 幾何学または内部ゲージ理論。 |
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| This paper develops a renormalized perturbation theory framework for nonlinear structure formation in a broad class of modified gravity models that exhibit Vainshtein screening, with a focus on a viable subclass of Horndeski theories. We extend earlier perturbative methods, originally applied to DGP model, to construct a self-consistent treatment that captures both the linear modifications to gravity at large scales and the nonlinear screening effects at small scales. In the framework, the response of the gravitational potential to matter density fluctuations is characterized by renormalized propagators, leading to the definition of a nonlinear (or renormalized) effective gravitational constant. The paper details several numerical strategies to compute this renormalized gravitational constant. Numerical examples illustrate how the effective gravitational constant evolves with scale and redshift. These results are key to accurately predicting cosmological observables such as the matter power spectrum and bispectrum in modified gravity scenarios. | この論文は、次のような繰り込み摂動理論の枠組みを開発します。 広範なクラスの修正重力モデルにおける非線形構造の形成 Horndeski の実行可能なサブクラスに焦点を当てた Vainshtein スクリーニングを展示します。 理論。 もともと DGP に適用されていた初期の摂動法を拡張します。 モデルを使用して、線形の両方を捉える一貫した治療を構築します。 大規模な重力の変更と非線形スクリーニング効果 小さなスケール。 この枠組みでは、重力ポテンシャルの応答は、 物質密度の変動は繰り込みプロパゲータによって特徴付けられます。 非線形 (または繰り込み) 効果の定義につながります。 重力定数。 この論文では、以下を実現するためのいくつかの数値戦略について詳しく説明しています。 この繰り込み重力定数を計算します。 数値例で説明します 実効重力定数がスケールと赤方偏移とともにどのように変化するか。 これら この結果は、次のような宇宙論的観測量を正確に予測するための鍵となります。 修正された重力シナリオにおける物質のパワースペクトルとバイスペクトル。 |
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| The field equations of general relativity can be derived from the Einstein action, which is quadratic in connection coefficients, rather than the standard action involving the Gibbons-Hawking-York term and counterterm. We show that it is possible to construct a new counterterm directly for the Einstein action, which removes divergences and naturally introduces a flat reference spacetime. The total action is then covariant under simultaneous transformation of both the spacetime and reference tetrads, and argue that this is analogous to the Gibbons-Hawking action. We then explore different perspectives arising naturally from different uses of the reference tetrad, and explore implications of viewing gravity as fundamentally described in terms of non-covariant connection coefficients. | 一般相対性理論の場の方程式はアインシュタインから導出できます。 アクション。 標準ではなく接続係数が 2 次です。 ギボンズ・ホーキング・ヨーク用語と対抗用語を含む訴訟。 私たちはそれを示します アインシュタインの作用に対して直接新しい対項を構築することが可能です。 これにより発散が除去され、自然に平坦な基準時空が導入されます。 したがって、両方の同時変換の下では、全体のアクションは共変になります。 時空と参照四分体を定義し、これは ギボンズ・ホーキングアクション。 次に、生じるさまざまな視点を検討します 当然のことながら、参照四分子のさまざまな使用法から影響を探ります。 重力を非共変の観点から基本的に説明されるものとして見ること 接続係数。 |
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| In this proof-of-principle study, we demonstrate the capability of the numerical-relativity code BAM to simulate fully relativistic black-hole binary-single and binary-binary encounters that result in flybys, delayed or accelerated eccentric mergers, exchanges, and other more complex dynamical interactions of initially non-spinning, equal-mass black holes. Our results show that we are able to simulate the time evolution of $N$ black holes in relativistic scattering scenarios, which exhibit interesting dynamics and gravitational-wave signals. The dynamics of these systems show noticeable differences compared to analogous systems in post-Newtonian approximations up to 2.5PN. A key result is that the gravitational waveforms exhibit remarkable features that could potentially make them distinguishable from regular binary mergers. | この原理実証研究では、 完全相対論的ブラックホールをシミュレートする数値相対論コード BAM フライバイ、遅延、または遅延を引き起こすバイナリ-シングルおよびバイナリ-バイナリ遭遇 加速する奇抜な合併、交換、その他のより複雑な力学 最初は回転していない等質量のブラックホールの相互作用。 私たちの結果 $N$ ブラック ホールの時間発展をシミュレートできることを示します。 相対論的散乱シナリオ。 興味深い力学と 重力波信号。 これらのシステムのダイナミクスは顕著です。 ポストニュートン近似における類似システムとの違い up 2.5PNまで。 重要な結果は、重力波形が顕著な結果を示したことです。 通常のバイナリと区別できる可能性がある機能 合併。 |
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| This article investigates the averaging of a scalar degree of freedom that couples universally to matter. It quantifies the approximation of smoothing the matter distribution before solving the Klein--Gordon equation. In the case of Yukawa theories, which enjoy a linear Klein--Gordon equation, the averaging commutes with the field equation as one might expect. While all small-scale distributions of matter lead to field distributions with the same mean, the latter can have different energy densities and pressures when the Compton wavelength of the field is smaller than the smoothing scale. In the non-linear case, such as chameleon theories, this study quantifies the error made by averaging the matter distribution before solving the Klein--Gordon equation. While field fluctuations can become arbitrarily large when the matter source is screened, the commutativity property of linear theories is recovered in the unscreened regime. Implications for cosmology -- and in particular the equation of state in extended quintessence models -- and for laboratory experiments in low density medium are discussed. This analysis, although based on a simplifying description, sheds light on the effects of the small-scale distribution of matter as well as on the care required to define their equation of state and their cosmological signature. | この記事では、次のようなスカラー自由度の平均化について調査します。 カップルは普遍的に重要です。 平滑化の近似を定量化します。 クライン-ゴードン方程式を解く前の物質分布。 の場合 線形クライン・ゴードン方程式を利用する湯川理論、平均化 ご想像のとおり、場方程式と交換できます。 どれも小規模ながら、 物質の分布は、同じ平均値を持つ場の分布につながります。 後者は、コンプトンの場合、異なるエネルギー密度と圧力を持つ可能性があります。 フィールドの波長は平滑化スケールよりも小さいです。 非線形では カメレオン理論などの場合、この研究では、 クライン-ゴードン方程式を解く前に物質の分布を平均します。 物質源が次のような場合、場の変動は任意に大きくなる可能性がありますが、 スクリーニングすると、線形理論の可換性特性が次の式で回復されます。 審査のない政権。 宇宙論、特に方程式への影響 拡張クインテッセンス モデルでの状態の解析、および実験室での実験の場合 低密度媒体について議論します。 この分析は、 説明を簡略化し、小規模な影響を明らかにする 物質の分布とその方程式を定義するために必要な注意について 状態とその宇宙論的特徴。 |
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| In general yes, but also not quite. It is known that if the Bekenstein-Hawking entropy is replaced by some kind of generalized entropy, then the Bekenstein bound may be grossly violated. In this work, we show that this undesired violation can be avoided if we employ the equivalence between generalized entropy and varying-$G$ gravity (GEVAG). In this approach, modifying entropy necessarily also modifies gravity (as one should expect if gravity is indeed inherently tied to thermodynamics), which leads to an effective gravitational "constant" $G_\text{eff}$ that is area-dependent, and a thermodynamic energy that is distinct from the ADM mass. We show that a relaxed Bekenstein bound of the form $S \leqslant CRE$ is always satisfied, albeit the coefficient $C$ is no longer $2\pi$. | 一般的にはそうですが、完全にはそうではありません。 場合は知られています ベケンシュタイン・ホーキングのエントロピーは、ある種の一般化されたエントロピーに置き換えられます。 その場合、ベケンシュタインの限界は著しく侵害される可能性があります。 この作品では、それを示します この望ましくない違反は、以下の等価性を採用すれば回避できます。 一般化エントロピーと変動$G$重力(GEVAG)。 このアプローチでは、 エントロピーを変更すると、必然的に重力も変更されます（次の場合は当然のことです） 実際、重力は本質的に熱力学に結びついています)。 有効重力「定数」 $G_\text{eff}$ は面積に依存し、 ADM の質量とは異なる熱力学的エネルギー。 リラックスしていることを示します $S \leqslant CRE$ 形式のベケンシュタイン限界は、 係数 $C$ は $2\pi$ ではなくなりました。 |
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| Parametric deviations of quasinormal modes~(QNMs) is a common feature of beyond General Relativity (GR) theories. For theories with additional degrees of freedom, such as scalars and vectors, new family of modes might appear, usually called scalar-led and vector-led modes. Although a power series expansion in terms of the new parameters entering the potential is usually suitable to describe the frequency of the modes, the time-evolution of signals might present a richer structure, with different behavior in the tail, the presence of new modes (such as massive modes), or even instabilities. All these features are not explicitly exposed by a pure frequency domain analysis and might give hints of new physics. In this paper, we investigate the time evolution of signals considering potentials that slightly deviate from the ones coming from GR, looking into scalar, vector and metric perturbations. We focus on deviations that can be parametrized by a sum of $\sim 1/r^j$ terms in the effective potential, analyzing the effect of each term on the time domain profile. | 準正規モードのパラメトリック偏差~(QNM) は、 一般相対性理論 (GR) 理論を超えています。 追加の学位を持つ理論については スカラーやベクトルなどの自由度が高まると、新しいモード群が現れるかもしれません。 通常、スカラー主導モードおよびベクトル主導モードと呼ばれます。 パワーシリーズですが、 ポテンシャルに入る新しいパラメータに関する拡張は通常、 モードの周波数、信号の時間発展を記述するのに適しています。 尾部での異なる動作を伴う、より豊富な構造を示す可能性があります。 新しいモード (大規模モードなど) の存在、さらには不安定性。 これらすべて 特徴は純粋な周波数領域解析では明示的に明らかにされません。 新しい物理学のヒントが得られるかもしれません。 本稿ではその時間を調査する 電位からわずかに逸脱した電位を考慮した信号の進化 GR から来ており、スカラー、ベクトル、および計量摂動を調べています。 私たちは集中します の $\sim 1/r^j$ 項の合計によってパラメータ化できる偏差について 有効ポテンシャル、時間領域における各項の影響を分析 プロフィール。 |
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| The double copy relates gauge and gravitational theories, with widespread application to quantum scattering amplitudes and classical perturbative results. It also connects exact classical solutions of abelian gauge and gravitational theories in a small number of specific examples, known as classical double copies. These have a number of special properties, such as being algebraically special. It remains an open question if classical doubles copies exist for algebraically general spacetimes, or those which possess nontrivial dynamics. Here we provide a novel framework for understanding classical double copies at the level of the metric, both organizing the known examples and exploring their properties under a new lens. Utilizing Killing vectors as natural gauge fields on a spacetime, we propose a procedure for generating new classical double copies. As a proof of concept, we provide a flat space single copy for the Kasner metric, an algebraically general spacetime. This example is also a double copy at the level of its curvature, and provides the first type I Weyl double copy, confirming expectations from perturbation theory. This provides a promising avenue for extending exact double copies to a broader class of general, physically relevant spacetimes. | 二重コピーはゲージ理論と重力理論に関連しており、広く普及しています。 量子散乱振幅と古典的摂動論への応用 結果。 また、アーベル ゲージの正確な古典的解と、 として知られる少数の具体的な例における重力理論 古典的な二重コピー。 これらには、次のような多くの特別なプロパティがあります。 代数的に特殊であること。 クラシックダブルスかどうかは未解決の問題のまま コピーは代数的に一般的な時空、または次の性質を持つものに対して存在します。 自明ではないダイナミクス。 ここでは、理解のための新しいフレームワークを提供します。 メトリックのレベルでの古典的な二重コピー。 両方とも既知の情報を組織します。 例を示し、新しいレンズの下でその特性を探ります。 殺しを利用する ベクトルを時空上の自然なゲージ場として扱うための手順を提案します。 新しい古典的な二重コピーを生成します。 概念実証として、 代数的に一般的な Kasner 計量の平坦空間の単一コピー 時空。 この例も曲率のレベルで二重コピーです。 そして最初のタイプ I ワイルの二重コピーを提供し、からの期待を裏付けます。 摂動理論。 これは、正確な値を拡張するための有望な手段を提供します。 一般的で物理的に関連する時空のより広範なクラスに二重コピーします。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Black hole quasinormal modes (QNMs) can exhibit resonant excitations associated with avoided crossings in their complex frequency spectrum. Such resonance phenomena can serve as novel signatures for probing new physics, where additional degrees of freedom are commonly introduced. Motivated by this possibility, we investigate QNMs in systems where multiple degrees of freedom are coupled with each other, and introduce a definition of excitation factors suitable for such systems. To demonstrate our formulation, we apply it to a black hole in the Einstein-Maxwell-axion theory, where we find that avoided crossings can appear even between longest-lived modes originating from the fundamental modes of different degrees of freedom, in contrast to the Kerr case in General Relativity. We show that the excitation factors are indeed amplified as a manifestation of resonance at parameter values corresponding to the avoided crossings. | ブラック ホール準正規モード (QNM) は共鳴励起を示す可能性があります 複雑な周波数スペクトルの回避された交差に関連しています。 そのような 共鳴現象は、新しい物理学を探求するための新しい兆候として機能する可能性があります。 ここでは追加の自由度が一般的に導入されます。 これをきっかけに 可能性があるため、複数の自由度が存在するシステムにおける QNM を調査します。 相互に結合し、励起因子の定義を導入します。 このようなシステムに適しています。 私たちの定式化を実証するために、それを アインシュタイン・マクスウェル・アクシオン理論のブラックホール。 交差は、 カーの場合とは対照的に、異なる自由度の基本モード 一般相対性理論で。 励起因子が実際に増幅されることを示します に対応するパラメータ値でのレゾナンスの現れとして 交差点を避けた。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this work, we demonstrate that a dynamical dark energy component predicted by massive gravity gives rise to a distinctive evolution of the equation of state. This scenario is favoured over the standard $\Lambda$CDM model when confronted with the latest combined datasets from the Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), the cosmic microwave background (CMB), and supernova observations. The model stands out as a rare example of a healthy, self-consistent theory that accommodates phantom dark energy while maintaining a technically natural, small asymptotic cosmological constant. Our analysis indicates a preferred graviton mass of approximately $5 \times 10^{-33} \text{eV}$, suggesting the emergence of a new cosmological length scale. This leads to a maximal deviation of the equation of state around $z \sim 2.5$, a prediction that will be robustly tested by upcoming, deeper surveys of baryon acoustic oscillations. | この研究では、動的ダークエネルギー成分が予測したことを実証します。 巨大な重力によって、方程式の独特の進化が生じます。 州。 このシナリオは、次の場合に標準の $\Lambda$CDM モデルよりも優先されます。 ダークエネルギー分光器からの最新の結合データセットに直面しました 計測器 (DESI)、宇宙マイクロ波背景放射 (CMB)、および超新星 観察。 このモデルは、健康で、 ファントムダークエネルギーを維持しながらも適応する自己矛盾のない理論 技術的に自然な、小さな漸近的な宇宙定数。 私たちの分析 好ましい重力子の質量が約 $5 \times 10^{-33} であることを示します \text{eV}$、新しい宇宙論的長さスケールの出現を示唆しています。 これ $z \sim 2.5$ 付近で状態方程式の最大偏差が生じます。 今後のバリオンのより深い調査によって確実に検証される予測 音響振動。 |