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| Original Text | 日本語訳 |
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| Primordial fluctuations frozen out during inflation re-enter the cosmological horizon and can collapse, leading to the formation of primordial black holes. We perform simulations of the direct collapse of over-dense regions re-entering the horizon during a radiation-dominated epoch, using full 3+1 general relativistic simulations with the BSSN formalism. Building on previous studies, we impose periodic boundary conditions and allow the matter content of the Universe to self-consistently drive its dynamics. We analyze the evolution of over-densities in both the collapse and dispersal regimes and find a threshold, $0.77<δ_c<0.83$, above which over-densities collapse and form primordial black holes. Our findings are consistent with previous analytic predictions as well as numerical studies that use different formalisms and computational approaches, and hence provide independent validation of those results. | インフレーション期に凍結された原始的なゆらぎは宇宙論的地平線に再び入り込み、崩壊して原始ブラックホールの形成につながる可能性がある。 我々は、BSSN形式を用いた完全な3+1一般相対論シミュレーションを用いて、放射優勢期に地平線に再突入する過密領域の直接崩壊のシミュレーションを行った。 これまでの研究に基づき、周期境界条件を課し、宇宙の物質含有量がそのダイナミクスを自己無撞着に駆動できるようにした。 我々は、崩壊と分散の両方の領域における過密領域の進化を分析し、$0.77<δ_c<0.83$を超えると過密領域が崩壊して原始ブラックホールを形成する閾値を発見した。 我々の発見は、これまでの解析的予測や、異なる形式や計算手法を用いた数値研究と一致しており、これらの結果の独立した検証を提供するものである。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We describe the Poisson bracket of a Lagrangian field theory expressed in the framework of $L_\infty$ algebras. We show that the recently proposed symplectic structure implies that the associated Poisson bracket can be computed through the Peierls formula. We consider Poisson brackets in $p$-adic string theory, where interesting complications arise. In addition we give an elegant interpretation of the inverse relation between the Poisson bracket and symplectic structure in the language of homological algebra, extending some ideas in the mathematical physics literature. | 本稿では、$L_\infty$代数の枠組みで表現されたラグランジュ場理論のポアソン括弧について述べる。 最近提案されたシンプレクティック構造は、関連するポアソン括弧がパイエルスの公式によって計算できることを意味することを示す。 また、興味深い複雑な問題が生じるp進弦理論におけるポアソン括弧についても考察する。 さらに、ポアソン括弧とシンプレクティック構造の逆関係について、ホモロジー代数の言葉で洗練された解釈を与え、数理物理学の文献におけるいくつかのアイデアを拡張する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Next-generation gravitational-wave detectors, such as LISA, the Einstein Telescope, and Cosmic Explorer, will require accurate and efficient models of long-lived black-hole binary signals, including those with significant eccentricity. A challenge for eccentric effective-one-body models is the cost of resolving rapidly oscillating orbital dynamics over the inspiral, particularly for low mass and large mass-ratio systems. We address this by recasting the nonspinning eccentric effective-one-body equations of motion in terms of osculating orbital elements and then applying near-identity averaging transformations to eliminate the fast orbital-timescale structure during the inspiral. Each order in this procedure suppresses the oscillatory behavior by one factor of the ratio of orbital to radiation-reaction timescales. The resulting averaged dynamics are evolved on the radiation-reaction timescale and then the system is mapped back to the full EOB dynamics for the final transition to plunge. This reduces the cost of the inspiral dynamics by up to two orders of magnitude, eliminating this as the primary bottleneck for long waveforms. The overall waveform-generation speed-up spans $1.5 - 8 \times$, motivating the development of more efficient waveform generation methods. We also validate the accuracy of the method by comparing waveforms generated from the averaged and full effective-one-body dynamics across a broad region of parameter space for moderate to large eccentricities. Carrying out this averaging procedure to next-to-next-to-leading-order is needed to accurately model comparable-mass binaries, yielding mismatches $\leq 8.05 \times 10^{-5}$. These results establish near-identity averaging as a practical route to efficient eccentric effective-one-body inspirals, and provide a foundation for further extensions to low-eccentricity and spinning waveform models. | LISA、アインシュタイン望遠鏡、コズミック・エクスプローラーなどの次世代重力波検出器では、大きな離心率を持つものも含め、長寿命ブラックホール連星系の信号の正確かつ効率的なモデルが必要となります。 離心率の高い有効一体モデルにおける課題は、特に低質量系や質量比の大きい系において、合体過程における急速に振動する軌道ダイナミクスを解くコストが高いことです。 本研究では、非回転の離心率の高い有効一体運動方程式を接触軌道要素で書き換え、合体過程における高速な軌道時間スケール構造を除去するために、ほぼ恒等平均変換を適用することでこの課題に対処します。 この手順の各次数では、軌道時間スケールと放射反応時間スケールの比の係数1つ分だけ振動挙動が抑制されます。 得られた平均化されたダイナミクスは放射反応時間スケールで進化し、その後、最終的な突入への遷移のために、システムは完全な有効一体運動方程式にマッピングされます。 これにより、インスパイラルダイナミクスのコストが最大で2桁削減され、長波形の主要なボトルネックが解消されます。 波形生成の全体的な高速化は1.5～8倍に達し、より効率的な波形生成方法の開発を促します。 また、中程度から大きな離心率の広いパラメータ空間領域にわたって、平均化されたダイナミクスと完全な有効一体ダイナミクスから生成された波形を比較することで、この方法の精度を検証します。 同質量連星を正確にモデル化するには、この平均化手順を次々主次数まで実行する必要があります。 これにより、ミスマッチは8.05×10⁻⁵以下になります。 これらの結果は、効率的な離心率有効一体インスパイラルへの実用的な方法として、ほぼ同一性の平均化を確立し、低離心率および回転波形モデルへのさらなる拡張の基礎を提供します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Pulsar timing arrays search for stochastic processes such as gravitational waves by comparing pulse time of arrival data for millisecond pulsars to expectations from a background with a given power spectral density (PSD). To make the analysis computationally tractable, the Bayesian likelihood is usually computed using an approximation in which the signal is taken to be a sum of Fourier modes appropriate to the total time of observation, even though the true signal is not periodic. We study the difference between likelihoods computed with this Fourier approximation method for power law spectra and those computed exactly (or using more-closely spaced frequencies as a proxy for the exact result) in the NANOGrav 15-year dataset. We find that the true marginal likelihoods for power-law PSDs are on average about half as large as the likelihoods computed using the Fourier approximation. This could lead to an error of a factor of two in model comparison. However, in the important comparison of uncorrelated vs. Hellings-Downs correlated models, a very similar correction appears in both, so the model comparison is essentially unaffected. We also compare parameter estimation results for power law PSDs, finding little difference between the methods. We briefly discuss spectra with sharper features, for which the approximation could be much worse. | パルサータイミングアレイは、ミリ秒パルサーのパルス到達時間データを、特定のパワースペクトル密度（PSD）を持つ背景からの期待値と比較することで、重力波などの確率過程を探索します。 解析を計算的に扱いやすくするために、真の信号は周期的ではないにもかかわらず、信号が観測時間全体に適したフーリエモードの和であるとみなす近似を用いて、ベイズ尤度が通常計算されます。 NANOGrav 15年間のデータセットにおいて、このフーリエ近似法を用いて計算されたべき乗則スペクトルの尤度と、厳密に計算された尤度（または、より間隔の狭い周波数を厳密な結果の代用として使用した尤度）との差を調べます。 べき乗則PSDの真の周辺尤度は、フーリエ近似を用いて計算された尤度の平均約半分であることがわかりました。 これは、モデル比較において2倍の誤差につながる可能性があります。 しかし、無相関モデルとヘリングス・ダウンズ相関モデルの重要な比較では、どちらのモデルでも非常に類似した補正が見られるため、モデル比較は実質的に影響を受けません。 また、べき乗則PSDのパラメータ推定結果も比較しましたが、両手法間に大きな違いは見られませんでした。 さらに、近似精度が著しく低下する可能性のある、よりシャープな特徴を持つスペクトルについても簡単に考察します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Gibbons et al. [arXiv:hep-th/0408217] found the energy $E$ of Kerr--anti-de Sitter black holes by integrating the first law of black hole thermodynamics. They found that $E$ corresponds to the Ashtekar--Magnon--Das (AMD) energy associated with an asymptotically nonrotating frame, whereas the AMD ``energy'' which I will call $F$ associated with an asymptotically rotating frame does not satisfy the first law. In Cvetič et al. [arXiv:1012.2888], the first law was extended by interpreting $E$ as an enthalpy and $Λ$ as being proportional to a pressure. The term conjugate to the pressure was then interpreted as the ``thermodynamic volume'' $V_{th}$. Associated with the first law (with varying pressure) is a Smarr relation for $E$. The Smarr relation for $F$ also exists, and the term conjugate to the pressure in that Smarr relation is the ``geometric volume'' $V_{geo}$, shown in [arXiv:1310.1935] to be equal to the vector volume $V_C$ of the black hole. To address why it is necessary to use $E$ rather than $F$ to have a viable first law but $V_C$ appears naturally in the Smarr relation associated with $F$ rather than $E$, I adapt Barnich and Compère [arXiv:gr-qc/0412029], by defining a conserved quantity $H^I_χ$ associated with Killing vector $χ$. $E$ and $F$ are given by $H^I_ξ$ and $H^I_β$ respectively where $ξ$ is asymptotically hypersurface-orthogonal and $β$ is proportional to the divergence of the Principal Conformal Killing--Yano tensor $\boldsymbol{h}$. I show that the first law will be satisfied by $H^I_χ$ if both $χ^a$ and the background anti-de Sitter metric have unvarying components, which holds for $ξ^a$ but not $β^a$, explaining why the first law works for $E$ but not $F$. I show that $V_C$ appears in the $β$-associated Smarr relation due to simplifications related to $\boldsymbol{h}$. | Gibbons ら [arXiv:hep-th/0408217] は、ブラックホール熱力学の第一法則を積分することにより、Kerr--anti-de Sitter ブラックホールのエネルギー $E$ を発見した。 彼らは、$E$ が漸近的に非回転フレームに関連付けられた Ashtekar--Magnon--Das (AMD) エネルギーに対応するのに対し、漸近的に回転フレームに関連付けられた AMD 「エネルギー」、ここでは $F$ と呼ぶが、第一法則を満たさないことを発見した。 Cvetič ら [arXiv:1012.2888] では、第一法則は $E$ をエンタルピー、$Λ$ を圧力に比例するものと解釈することにより拡張された。 圧力に共役な項は、次に「熱力学的体積」$V_{th}$ と解釈された。 第一法則 (圧力が変化する) には、$E$ に関する Smarr 関係が関連付けられている。 $F$ に関するスマール関係も存在し、その関係における圧力と共役な項は「幾何学的体積」$V_{geo}$ であり、[arXiv:1310.1935] で示されているように、ブラックホールのベクトル体積 $V_C$ に等しい。 有効な第一法則を得るためには $F$ ではなく $E$ を用いる必要があるにもかかわらず、$V_C$ が $E$ ではなく $F$ に関連するスマール関係に自然に現れる理由を説明するために、私は Barnich と Compère [arXiv:gr-qc/0412029] を応用し、キリングベクトル $χ$ に関連する保存量 $H^I_χ$ を定義する。 $E$ と $F$ はそれぞれ $H^I_ξ$ と $H^I_β$ で与えられ、$ξ$ は漸近的に超曲面直交であり、$β$ は主共形キリング-ヤノテンソル $\boldsymbol{h}$ の発散に比例します。 $χ^a$ と背景反ド・ジッター計量の両方が不変成分を持つ場合、$H^I_χ$ が第一法則を満たすことを示します。 これは $ξ^a$ には当てはまりますが、$β^a$ には当てはまらないため、第一法則が $E$ には有効ですが、$F$ には有効でない理由が説明できます。 $\boldsymbol{h}$ に関連する単純化により、$β$ に関連する Smarr 関係に $V_C$ が現れることを示します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The bright-siren measurement of the Hubble constant from GW170817 (Abbott et al. 2017) assumes that switching from a volumetric to a uniform-in-$d_L$ luminosity-distance prior can be implemented by post-hoc reweighting of the baseline samples, rather than by re-running the inference under the target prior. Using a GPU-native heterodyned nested sampling pipeline that completes the full $n_{\rm live}=5000$ analysis in about 13 min on a single A100, we recompute the GW170817 $H_0$ posterior under four prior variants for the modern aligned-spin tidal waveform IMRPhenomXAS_NRTidalv3. Switching from the volumetric to a uniform-in-$d_L$ distance prior raises the high-tail probability $P(H_0>120\,\mathrm{km/s/Mpc})$ from 0.017 to 0.159 when imposed during sampling and shifts the weighted-median $H_0$ from 77.6 to 87.6 km/s/Mpc, while the binned MAP stays at 70.5 km/s/Mpc: both the tail and the bulk move under a change of prior that leaves the mode in place. Post-hoc reweighting of the baseline samples to the same target prior recovers only $P=0.041$ in the tail, approximately 17% of the directly sampled shift. The three prior variants that carry an independent nested sampling evidence agree to $Δ\ln Z\lesssim 1.8$, so the data show at most a weak preference among the distance priors; the tail and bulk shifts are therefore properties of the prior, not a data update. Targeted mode-isolated runs reveal a $(d_L,ι)$ bimodality whose high-$H_0$, low-$d_L$ branch (Mode B; $|\ln\mathcal{B}_{\rm B/A}|<1$) the volumetric prior assigns negligible mass: this is the mechanism behind the reweighting deficit. The reweighted posterior has a lower effective sample size than the baseline, independently flagging the coverage failure. The runtime budget makes full-sample prior-sensitivity reruns the default robustness tool for bright-siren cosmology, replacing post-hoc reweighting. | GW170817 (Abbott et al. 2017) によるハッブル定数のブライトサイレン測定では、体積的な光度距離事前分布から $d_L$ で一様な光度距離事前分布への切り替えは、ターゲット事前分布の下で推論を再実行するのではなく、ベースラインサンプルの事後的な重み付けによって実装できると想定しています。 単一の A100 で $n_{\rm live}=5000$ の解析全体を約 13 分で完了する GPU ネイティブのヘテロダインネストサンプリングパイプラインを使用して、現代の整列スピン潮汐波形 IMRPhenomXAS_NRTidalv3 の 4 つの事前分布バリアントの下で GW170817 $H_0$ 事後分布を再計算します。 体積事前分布から $d_L$ で一様な距離事前分布に切り替えると、サンプリング中に課されたときにハイテール確率 $P(H_0>120\,\mathrm{km/s/Mpc})$ が 0.017 から 0.159 に上昇し、加重中央値 $H_0$ が 77.6 から 87.6 km/s/Mpc にシフトしますが、ビン化された MAP は 70.5 km/s/Mpc のままです。 モードはそのまま残る事前分布の変更により、テールとバルクの両方が移動します。 ベースライン サンプルを同じターゲット事前分布に事後的に再重み付けすると、テールで $P=0.041$ しか回復せず、これは直接サンプリングされたシフトの約 17% です。 独立したネストされたサンプリング証拠を持つ 3 つの事前分布バリアントは $Δ\ln Z\lesssim 1.8$ で一致するため、データは距離事前分布間の弱い選好しか示しません。 したがって、テールシフトとバルクシフトは事前分布の特性であり、データ更新ではありません。 ターゲットモード分離実行により、$(d_L,ι)$ 二峰性が明らかになり、その高$H_0$、低$d_L$ ブランチ (モード B; $|\ln\mathcal{B}_{\rm B/A}|<1$) では、体積事前分布が無視できる質量を割り当てます。 これが、重み付け不足の背後にあるメカニズムです。 重み付けされた事後分布は、ベースラインよりも実効サンプルサイズが小さく、カバレッジの失敗を独立して示します。 実行時間の予算により、フルサンプル事前分布感度再実行が、事後重み付けに代わる、明るいサイレン宇宙論のデフォルトの堅牢性ツールとなります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this comment we discuss some properties of the novel spacetime, recently found in [L. Ma, H. Lü, arXiv:2606.23782]. In particular, we draw attention to the background of this solution that the authors claim to be a new spacetime. We show that this is not the case because this background belongs to the special class of electrovacuum Kundt spacetimes of type D with either electric or magnetic charge. We show this by first analyzing the algebraic properties of this spacetime, and then by finding the explicit coordinate transformations. We hope that this analysis of the background allows for a better understanding of the structure of the general class of this type, namely as the Kerr-like black holes in the background generated by an accelerating electric or magnetic charge. | 本稿では、[L. Ma, H. Lü, arXiv:2606.23782]で最近発見された新しい時空のいくつかの性質について議論する。 特に、著者らが新しい時空であると主張するこの解の背景に注目する。 我々は、この背景が電気電荷または磁気電荷を持つタイプDの電気真空クント時空の特殊なクラスに属するため、そうではないことを示す。 我々は、まずこの時空の代数的性質を分析し、次に明示的な座標変換を求めることによってこれを示す。 我々は、この背景の分析によって、加速する電気電荷または磁気電荷によって背景中に生成されるカー型ブラックホールとして、この種の一般的なクラスの構造をよりよく理解できるようになることを期待する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We compute invariants of Carrollian spacetimes, deriving them from the geometry of the screen bundle. For generic Carrollian structures we specify how to generate the entire algebra of differential invariants, with emphasis on dimension 3, which has special physical relevance. Then, in the framework of jet-spaces, we compute the numerology behind these invariants: the Hilbert and Poincaré functions that govern their numbers according to order. Finally, we compute the Spencer cohomology behind the Carrollian geometry that, in particular, contains the spaces of intrinsic torsion and intrinsic curvature, which are fundamental invariants, important in the equivalence problem and symmetry analysis. Thus, we also discuss symmetry sizes of Carrollian spacetimes. | 我々は、スクリーン束の幾何学から導出されるキャロル時空の不変量を計算する。 一般的なキャロル構造については、特に物理的に重要な意味を持つ次元3に重点を置き、微分不変量の代数全体を生成する方法を具体的に示す。 次に、ジェット空間の枠組みにおいて、これらの不変量の背後にある数論、すなわち、順序に従ってその数を支配するヒルベルト関数とポアンカレ関数を計算する。 最後に、キャロル幾何学の背後にあるスペンサーコホモロジーを計算する。 このコホモロジーには、特に、等価性問題と対称性解析において重要な基本不変量である、固有ねじれと固有曲率の空間が含まれる。 したがって、キャロル時空の対称性の大きさについても議論する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate geodesic motion, shadow observables and thin-disk accretion for the regular black hole generated by a non-local gravitational self-energy contribution. The geometry is controlled by a zero-point length and can be followed smoothly from the Schwarzschild limit to a cold extremal remnant. We compute the photon ring, critical impact parameter, apparent shadow radius, null Lyapunov exponent, innermost stable circular orbit, orbital frequencies and Novikov-Thorne flux profile. As the self-energy scale grows, both the photon ring and the ISCO move outward, while the photon-ring frequency and instability exponent decrease. The horizon-normalized shadow area increases by about a factor of 2.7 for the near-extremal benchmark, although the same shadow radius decreases when normalized by the ADM mass. The ISCO binding efficiency grows modestly, whereas the zero-torque thin-disk flux peak moves outward and falls to about 61% of the Schwarzschild peak as the solution approaches the remnant regime. These trends identify a coherent set of optical, orbital and accretion signatures of the gravitational-self-energy regularization. | 非局所的な重力自己エネルギー寄与によって生成された正則ブラックホールの測地線運動、シャドウ観測量、および薄円盤降着について調査します。 幾何学は零点長によって制御され、シュワルツシルト限界から冷たい極限残骸まで滑らかに追跡できます。 光子リング、臨界衝突パラメータ、見かけのシャドウ半径、ヌルリアプノフ指数、最も内側の安定円軌道、軌道周波数、およびノビコフ・ソーンフラックスプロファイルを計算します。 自己エネルギー スケールが大きくなるにつれて、光子リングと ISCO の両方が外側に移動しますが、光子リング周波数と不安定性指数は減少します。 地平線正規化されたシャドウ領域は、極限に近いベンチマークでは約 2.7 倍に増加しますが、同じシャドウ半径は ADM 質量で正規化すると減少します。 ISCO結合効率は緩やかに増加する一方、ゼロトルク薄円盤フラックスピークは外側へ移動し、解が残骸領域に近づくにつれてシュワルツシルトピークの約61%まで低下する。 これらの傾向は、重力自己エネルギー正則化の光学、軌道、および降着のシグネチャの一貫したセットを示している。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Gravitational wave (GW) propagation is usually studied under the geometric optics approximation. But when GWs propagate through structures of sizes similar to their wavelength, this approximation breaks down. Going beyond the geometric optics approximation allows us to explore the wave optics effects in curved background that appear in such cases. In this work, we present a scheme for numerically evolving linearised plane GWs through stationary, spherical astrophysical structures in both weak and strong gravity regimes. Our simulations evolve the full Einstein equations (with all 10 components) for Gaussian, NFW and Burkert potentials, although in simplified form for the two latter. Our simulations show that the scattering of the GWs depends not only on the mass of the lens but also strongly on the gravitational potential distribution of the lens. We isolate the effects of diffraction by setting the wavelength of GW to be less than the Schwarzschild radius of the structure. Among our most important results, we find that the GWs do not propagate along null geodesics when propagating through the Gaussian density, neither in the strong nor weak gravity setting. We also find that for the Burkert potential, the convexity of the plane wave is flipped when leaving the structure, in the strong gravity case. We compare our results with the linearized scalar wave predictions and find that the difference between these and the exact GW modes are of order one when the wave is inside the central potential. However, the difference reduces to only a few percent when the wave has passed through the structure. Although these effects are small, future GW detectors and Pulsar Timing Arrays (PTAs) could be sensitive to these signals which could thus potentially help in constraining the structure of dark matter spikes or halos. | 重力波（GW）の伝播は通常、幾何光学近似の下で研究されます。 しかし、GWがその波長と同程度の大きさの構造を通過する場合、この近似は破綻します。 幾何光学近似を超えることで、このような場合に現れる曲がった背景における波動光学効果を探求することができます。 本研究では、弱い重力領域と強い重力領域の両方において、静止した球状の天体構造を通過する線形化された平面GWを数値的に発展させるスキームを提示します。 私たちのシミュレーションでは、ガウス型、NFW型、およびバーケルト型のポテンシャルに対して、完全なアインシュタイン方程式（10個の成分すべてを含む）を発展させますが、後者2つについては簡略化された形式を使用します。 私たちのシミュレーションは、GWの散乱がレンズの質量だけでなく、レンズの重力ポテンシャル分布にも強く依存することを示しています。 私たちは、GWの波長を構造のシュワルツシルト半径よりも小さく設定することで、回折効果を分離します。 最も重要な結果の一つとして、重力波（GW）は、ガウス密度を通過する際に、強い重力場でも弱い重力場でも、ヌル測地線に沿って伝播しないことが分かりました。 また、強い重力場の場合、バーケルトポテンシャルでは、平面波の凸性が構造から出る際に反転することも分かりました。 これらの結果を線形化されたスカラー波の予測と比較したところ、波が中心ポテンシャル内にある場合、これらの予測値と厳密なGWモードとの差は1程度であることが分かりました。 しかし、波が構造を通過すると、その差はわずか数パーセントにまで縮小します。 これらの効果は小さいものの、将来のGW検出器やパルサータイミングアレイ（PTA）はこれらの信号に感度を持つ可能性があり、暗黒物質のスパイクやハローの構造を制約するのに役立つ可能性があります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Gravitational waves can be lensed by intervening potentials of various scales. Strong lensing leads to underestimated distances and overestimated masses, biasing astrophysical results if not accounted for. I present a novel analysis of the LIGO-Virgo-KAGRA catalog of binary black-hole mergers, simultaneously inferring (1) whether or not each event is strongly lensed, (2) their magnifications if so, and (3) the underlying merger population, using both parametric and nonparametric population models as well as two models for the lensing optical depth. Posterior lensing probabilities do not exceed 1% for any event, so population constraints are consistent with those assuming nondetection of strong lensing or that lensing never occurs. This includes multiple subpopulations over black-hole mass and a component with high aligned spins. Compared to standard analyses, however, there are reductions of order 10% in uncertainty on the redshift at which the merger rate peaks and an order of magnitude in high-redshift rate upper limits. Though modest, these are the first constraints using only resolved events at redshifts where current ground-based gravitational-wave detectors are usually insensitive, at and beyond the peak of star formation. | 重力波は、さまざまなスケールの介在ポテンシャルによってレンズ効果を受けることがあります。 強いレンズ効果は、距離の過小評価と質量の過大評価につながり、考慮に入れなければ天体物理学の結果に偏りをもたらします。 私は、LIGO-Virgo-KAGRAカタログの連星ブラックホール合体に関する新しい解析を発表します。 この解析では、(1)各イベントが強いレンズ効果を受けているかどうか、(2)受けている場合はその拡大率、(3)基礎となる合体集団を、パラメトリックおよびノンパラメトリック集団モデルとレンズ光学的深さの2つのモデルを用いて同時に推定します。 事後レンズ効果の確率はどのイベントでも1%を超えないため、集団の制約は、強いレンズ効果が検出されない、またはレンズ効果がまったく発生しないと仮定した場合と一致します。 これには、ブラックホール質量にわたる複数のサブ集団と、スピンが整列した成分が含まれます。 しかし、標準的な解析と比較すると、合体率がピークに達する赤方偏移の不確実性が約10%減少し、高赤方偏移における合体率の上限が1桁減少します。 控えめな値ではあるものの、これらは、現在の地上重力波検出器が通常感度を示さない赤方偏移領域、すなわち星形成のピーク時およびそれ以降の領域において、分解された事象のみを用いて得られた初めての制約である。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the reconstruction of holographic duals for strongly coupled quantum field theories in regimes characterized by large hierarchies and the presence of false vacua. Within the gauge/gravity duality, these features translate into non-trivial thermodynamic behaviour and exotic renormalization group flows, including skipping flows between non-adjacent fixed points. Building on previous work based on Physics-Informed Neural Networks (PINNs), we extend the holographic inverse problem of reconstructing the bulk scalar potential from boundary thermodynamic data into this new regime. This setting presents a variety of conceptual and numerical challenges, such as near-degenerate states, large hierarchies of energy scales, and regions of the potential that are not directly probed by the input data. We develop a set of methodological advances that overcome these obstacles, thereby improving the established PINNs-based methodology and extending it to new physical regimes of interest that were previously out of reach. Applying the developed framework, we demonstrate accurate reconstruction of scalar potentials deep into the false vacuum regime, achieving robust agreement with the physical features of the underlying thermodynamics despite significant numerical stiffness. Our results extend the bridge between holography and machine learning, and suggest that data-driven approaches can provide new insights into the structure of strongly coupled systems. | 本研究では、大規模な階層構造と偽真空の存在によって特徴付けられる領域における、強結合量子場理論のホログラフィック双対の再構成について調査します。 ゲージ/重力双対性においては、これらの特徴は非自明な熱力学的挙動と、隣接しない固定点間のスキップフローを含む特異な繰り込み群フローへと変換されます。 物理情報に基づくニューラルネットワーク（PINN）を用いたこれまでの研究に基づき、境界熱力学データからバルクスカラーポテンシャルを再構成するホログラフィック逆問題をこの新しい領域に拡張します。 この設定では、ほぼ縮退した状態、大規模なエネルギー尺度の階層構造、入力データによって直接調べられないポテンシャルの領域など、概念的および数値的に様々な課題が生じます。 本研究では、これらの障害を克服する一連の方法論的進歩を開発し、確立されたPINNベースの方法論を改善し、これまで到達できなかった新たな物理的領域へと拡張します。 開発したフレームワークを適用することで、擬似真空領域の奥深くまでスカラーポテンシャルを正確に再構成できることを実証しました。 数値的な剛性が高いにもかかわらず、基礎となる熱力学の物理的特徴と高い一致が得られました。 本研究の結果は、ホログラフィーと機械学習の架け橋を広げ、データ駆動型アプローチが強結合系の構造に関する新たな知見をもたらす可能性を示唆しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Brans-Dicke theory is reformulated within the Herglotz variational principle (HVP), and an exact black hole solution with scalar hair is obtained for $ω_{0}=0$ and vanishing potential $V(φ)=0$. The scalar profile is strictly positive and the resulting stealth Schwarzschild solution arises without fixing the otherwise arbitrary Herglotz function $η(r)$. Motivated by the weak-field limit, the explicit choice $η(r)=η_{0}(r-2M)^k/r^{k+2}$, with $η_0$ a constant of dimension length, produces a scalar field configuration remaining regular at the black hole horizon. Consequently, the HVP provides a new mechanism for evading standard no-hair theorems in scalar-tensor theories. | ブランズ・ディッケ理論はヘルグロッツ変分原理（HVP）の枠組みで再定式化され、スカラーヘアを持つ厳密なブラックホール解が、$ω_{0}=0$ かつポテンシャル $V(φ)=0$ の場合に得られる。 スカラープロファイルは厳密に正であり、結果として得られるステルス・シュワルツシルト解は、本来任意のヘルグロッツ関数 $η(r)$ を固定することなく得られる。 弱場極限に触発され、$η(r)=η_{0}(r-2M)^k/r^{k+2}$ という明示的な選択（$η_0$ は次元長の定数）により、ブラックホールの事象の地平線で正則性を保つスカラー場配置が得られる。 したがって、HVP は、スカラーテンソル理論における標準的な無ヘア定理を回避するための新しいメカニズムを提供する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We show how to compute the compaction function within stochastic inflation, by solving the random field dynamics on stochastic binary trees. In this framework, the compaction function is directly related to the ratio of the volumes emerging from the sibling and child branches of a given node. This construction also determines whether or not the areal radius of a perturbation increases monotonically with the radial coordinate, thereby distinguishing between type-I and type-II fluctuations. As an application, we investigate primordial black hole (PBH) formation in a single-field toy model with a constant potential slope, using stochastic-tree realizations generated with the public code \texttt{FOREST}. In the classical regime, where quantum diffusion is subdominant, the PBH mass function is narrowly distributed and type-II fluctuations are strongly suppressed relative to type I. By contrast, in the quantum and near-critical (i.e. close to eternal inflation) regimes, the PBH mass distribution spans several orders of magnitude, the overall PBH abundance is enhanced, and type-II fluctuations outnumber type I. In that case cloud-in-cloud effects are also important, highlighting the need for a better understanding of the evolution and collapse of type-II fluctuations in order to obtain robust PBH predictions when stochastic effects are significant. | 確率的インフレーションにおける圧縮関数の計算方法を、確率的二分木上のランダム場ダイナミクスを解くことで示します。 この枠組みでは、圧縮関数は、与えられたノードの兄弟枝と子枝から生じる体積の比率に直接関係します。 この構成により、摂動の面積半径が半径座標とともに単調増加するかどうかも決定され、タイプIとタイプIIのゆらぎを区別することができます。 応用例として、公開コードFORESTで生成された確率的木実現を用いて、一定のポテンシャル勾配を持つ単一場のおもちゃモデルにおける原始ブラックホール（PBH）の形成を調査します。 量子拡散が支配的でない古典領域では、原始ブラックホール（PBH）の質量分布は狭く、タイプIIのゆらぎはタイプIに比べて強く抑制されます。 一方、量子領域および臨界近傍（すなわち、永久インフレーションに近い）領域では、PBHの質量分布は数桁に及び、PBHの総存在量は増加し、タイプIIのゆらぎはタイプIを上回ります。 この場合、雲内雲効果も重要となり、確率的効果が顕著な場合に堅牢なPBH予測を得るためには、タイプIIのゆらぎの進化と崩壊をより深く理解する必要があることが強調されます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the late-time relaxation of a neutral relativistic viscous fluid in $d+1$ dimensions. In the long-wavelength regime, linearized hydrodynamics predicts that the sound mode at momentum $nk$ decays as $e^{-n^2ω_I t}$. However, nonlinear analysis gives a decay of $e^{-nω_I t}$. We derive a closed asymptotic attractor solution in which the frequency of the $n$-th harmonic locks to $n$ times the complex frequency of the fundamental mode. The amplitude envelopes for energy current $J$ obey a simple cascading relation, $J_n=α_J^{\,n-1}J_1^n$, with $α_J$ fixed by the equation of state, the longitudinal viscosity, and the fundamental wavenumber. For conformal fluids, $α_J=1/(8ηk)$, in agreement with the holographic result of arXiv:2512.07242. The existence of the attractor shows that, even near equilibrium, field powers are not equivalent to amplitude order. | 我々は、$d+1$次元の中性相対論的粘性流体の長時間緩和を研究する。 長波長領域では、線形化された流体力学は、運動量$nk$の音波モードが$e^{-n^2ω_I t}$のように減衰すると予測する。 しかし、非線形解析では、$e^{-nω_I t}$の減衰が得られる。 我々は、$n$次高調波の周波数が基本モードの複素周波数の$n$倍にロックされる閉じた漸近アトラクター解を導出する。 エネルギー電流$J$の振幅包絡線は、$J_n=α_J^{\,n-1}J_1^n$という単純なカスケード関係に従う。 ここで、$α_J$は状態方程式、縦方向粘性、および基本波数によって固定される。 共形流体の場合、$α_J=1/(8ηk)$となり、arXiv:2512.07242のホログラフィック結果と一致する。 アトラクターの存在は、平衡状態に近い場合でも、場のパワーが振幅のオーダーと等価ではないことを示している。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We show the known pathological character of $f(\mathbb{Q})$ gravity in its scalar-tensor representation. | 我々は、$f(\mathbb{Q})$重力のスカラーテンソル表現における既知の病理的特徴を示す。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The Weak Gravity Conjecture (WGC) is a swampland criterion of long standing: any consistent theory of quantum gravity must contain a charged particle whose charge-to-mass ratio exceeds that of an extremal black hole, so that gravity remains the weakest force. The AdS/CFT correspondence offers a calculable boundary handle on bulk gravity, and the imaginary parts of bulk quasinormal modes are read off the boundary as poles of a retarded Green's function. We show that the WGC follows from this boundary calculation in two settings that fall outside the Reissner--Nordström idealisation: static spherically symmetric black holes in dRGT massive gravity, and dyonic black holes in Einstein--ModMax non-linear electrodynamics. The chain runs from the metric and gauge field, through the charged Klein--Gordon equation, into a near-horizon scaling limit whose radial equation reduces to Whittaker form; the conformal weight $ν_0$ then enters a damping-time inequality. For the dRGT black hole every massive-gravity parameter ($α,β,m_g,h$) cancels out, leaving the universal saturation $q/(m r_+) \geq 1/\sqrt{2} \approx 0.707$. For the Einstein--ModMax black hole the duality-symmetric non-linearity parameter $γ$ survives, and yields $q/(m r_+) \geq e^{-γ/2}$, which reduces to the Reissner--Nordström bound $q/(m r_+) \geq 1$ in the Maxwell limit $γ\to 0$. Either result is of order unity, and the second weakens monotonically as the non-linearity grows. We then relax three of the simplifying assumptions of the dRGT derivation, namely exact extremality, minimal coupling, and the absence of higher-curvature terms. The cancellation breaks. Each correction reintroduces $m_g,α,β$ into the bound through a controlled functional dependence, and we tabulate and plot the relaxed forms across parameter space. | 弱い重力予想 (WGC) は、長年の沼地基準です。 量子重力の整合性のある理論には、電荷質量比が極限ブラックホールのそれを超える荷電粒子が含まれていなければならず、重力が最も弱い力のままです。 AdS/CFT 対応は、バルク重力の計算可能な境界ハンドルを提供し、バルク準正規モードの虚部は、遅延グリーン関数の極として境界から読み取られます。 Reissner-Nordström 理想化の外にある 2 つの設定、dRGT 質量重力の静的球対称ブラックホールと、Einstein-ModMax 非線形電気力学のダイオンブラックホールにおいて、WGC がこの境界計算から導かれることを示します。 連鎖は、計量とゲージ場から、荷電クライン-ゴルドン方程式を経て、半径方程式が Whittaker 形式に還元される地平線近傍のスケーリング極限へと続きます。 共形重み $ν_0$ は減衰時間不等式に現れる。 dRGT ブラックホールの場合、すべての質量重力パラメータ ($α,β,m_g,h$) が相殺され、普遍飽和 $q/(m r_+) \geq 1/\sqrt{2} \approx 0.707$ が残る。 アインシュタイン--ModMax ブラックホールの場合、双対対称非線形性パラメータ $γ$ が残り、$q/(m r_+) \geq e^{-γ/2}$ となり、マクスウェル極限 $γ\to 0$ ではライスナー--ノルドシュトロム境界 $q/(m r_+) \geq 1$ に帰着する。 どちらの結果もオーダー 1 であり、2 番目の結果は非線形性が増大するにつれて単調に弱まる。 次に、dRGT 導出の単純化仮定のうち、厳密な極値性、最小結合、高次曲率項の不在という 3 つの仮定を緩和します。 相殺が破られます。 各補正により、制御された関数依存性を通じて $m_g,α,β$ が境界に再導入され、緩和された形式をパラメータ空間全体にわたって表にまとめ、グラフ化します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This paper investigates the effects of the nonlinear electromagnetic field and the anisotropic matter field on photon motion, shadow structures, and the energy emission rate of a rotating black hole (BH). Using the Hamilton-Jacobi formalism, we derive the photon motion equations and analyze the distribution and stability of photon regions. The results show that the anisotropic matter field parameters affect the size and shape of the photon region outside the event horizon more significantly than the nonlinear electromagnetic field parameter. As the anisotropic matter field parameter $K$ decreases, the unstable photon region outside the BH gradually expands and becomes increasingly flattened. Furthermore, we construct the BH shadow in terms of the celestial coordinates and obtain the corresponding shadow images by backward ray tracing. Several shadow observables, including the shadow radius, distortion parameter, shadow area, and oblateness, are also analyzed. The results indicate that the anisotropic matter field affects the shadow size more strongly than the shadow shape. Specifically, the shadow radius and area both decrease significantly as the parameter $K$ decreases, but increase markedly as the anisotropic matter state parameter $ω$ increases. In addition, we analyze the energy emission rate of the BH and find that decreasing $K$ or increasing magnetic charge $Q$ suppresses its peak value, while the influence of $ω$ remains comparatively mild. These results provide a useful reference for understanding the effects of nonlinear electromagnetic and anisotropic matter fields on rotating BH shadows and related observational signatures. | 本論文では、回転ブラックホール（BH）の光子運動、影構造、およびエネルギー放出率に対する非線形電磁場と異方性物質場の影響を調査する。 ハミルトン・ヤコビ形式を用いて光子運動方程式を導出し、光子領域の分布と安定性を解析する。 その結果、異方性物質場のパラメータは、非線形電磁場のパラメータよりも、事象の地平線の外側の光子領域の大きさと形状に大きな影響を与えることがわかった。 異方性物質場のパラメータ$K$が減少するにつれて、BHの外側の不安定な光子領域は徐々に拡大し、ますます扁平化していく。 さらに、天球座標を用いてBHの影を構築し、逆光線追跡によって対応する影の画像を取得する。 影の半径、歪みパラメータ、影の面積、扁平率など、いくつかの影の観測量も解析する。 その結果、異方性物質場は影の形状よりも影の大きさに強く影響を与えることがわかった。 具体的には、パラメータ$K$が減少するにつれて影の半径と面積はともに大幅に減少しますが、異方性物質状態パラメータ$ω$が増加するにつれて著しく増加します。 さらに、ブラックホールのエネルギー放出率を解析したところ、$K$の減少または磁荷$Q$の増加はピーク値を抑制する一方、$ω$の影響は比較的小さいことがわかりました。 これらの結果は、非線形電磁場と異方性物質場が回転するブラックホールの影および関連する観測的特徴に及ぼす影響を理解する上で有用な参考資料となります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We consider a black hole solution embedded in a mass varying dark matter halo and study scalarization induced by dark matter. We derive the required conditions on the scalar dark matter coupling that allow for a regular bound state scalar cloud. We find that such configurations exist only for quantized coupling values in terms of the halo's intrinsic parameters (for Hernquist, this reduces to the inverse of the compactness). This study provides a novel connection between dark matter phenomenology and scalarization around a black hole. | 本研究では、質量が変化するダークマターハローに埋め込まれたブラックホール解を考察し、ダークマターによって誘発されるスカラー化を研究する。 正則な束縛状態のスカラー雲を可能にするスカラーダークマター結合に関する必要条件を導出する。 このような構成は、ハローの固有パラメータに関して量子化された結合値に対してのみ存在することがわかった（ヘルンキストの場合、これはコンパクトネスの逆数に帰着する）。 本研究は、ダークマター現象論とブラックホール周辺のスカラー化との間に新たな関連性を提供する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This paper is a novel application of the new effect of gravitational time advancement or \textit{negative} time delay, first predicted for static black holes (spin $a=0$), that can be regarded as complementary to the well known effect of positive Shapiro time delay. We shall extend the Shapiro time delay formalism up to third PPN order using the recently proposed spinning ($a\neq 0$) black hole solution of the Lorentz symmetry breaking (LSB) Bumblebee gravity that is believed to reveal signatures of quantum gravity at low energies. Adopting two practical examples of signal propagation along Earth-Moon and Earth-Satellite configurations, we shall calculate the influence of the Bumblebee parameter $\ell$ on time advancement using terms up to the second PPN order $\varpropto aM$ and $M^{2} $ as the Bumblebee solution is valid only upto first order in $a$. It is shown that there is a critical radial distance $r_{c}$ above the Earth, where the Shapiro delay vanishes, and beyond $r_{c}$ the delay becomes negative, i.e., time advancement begins to set in, leading to the intriguing consequence that the measured LLR distance to Moon or any Satellite becomes \textit{less} than the zeroth order Euclidean distance. It is shown that the LSB correction arises from the conical geometry of the massless Bumblebee spacetime leading to upper bounds on the correction to the zeroth order Euclidean time interval as $δτ_{\text{LSB}}^{\text{Eucl}}<0.8\times 10^{-4}$ (ns) and to time advancement as $Δτ_{\text{LSB}}^{\text{adv}}<-4.5\times 10^{-13}$ (ns), both estimates based on the bound on $\ell $ corresponding to the Cassini spacecraft experiment. We shall also briefly touch upon the feasibility of direct experimental detection of the advancement effect. | この論文は、静的ブラックホール（スピン $a=0$）で最初に予測された重力による時間前進または負の時間遅延という新しい効果の斬新な応用であり、よく知られている正のシャピロ時間遅延の効果を補完するものとみなすことができます。 我々は、最近提案されたローレンツ対称性の破れ（LSB）バンブルビー重力の回転（$a\neq 0$）ブラックホール解を使用して、シャピロ時間遅延形式を第 3 次 PPN まで拡張します。 この解は、低エネルギーで量子重力の兆候を示すと考えられています。 地球-月および地球-衛星構成に沿った信号伝搬の 2 つの実例を採用し、バンブルビー解は $a$ の第 1 次までしか有効ではないため、第 2 次 PPN の $\varpropto aM$ および $M^{2} $ までの項を使用して、バンブルビー パラメータ $\ell$ が時間前進に及ぼす影響を計算します。 地球上空に臨界半径距離 $r_{c}$ が存在し、そこでシャピロ遅延が消滅し、$r_{c}$ を超えると遅延が負になる、つまり時間の進みが始まることが示されており、その結果、月や任意の衛星までの測定された LLR 距離がゼロ次ユークリッド距離よりも小さくなるという興味深い結果につながります。 LSB補正は、質量のないバンブルビー時空の円錐形状から生じ、ゼロ次ユークリッド時間間隔の補正の上限が$δτ_{\text{LSB}}^{\text{Eucl}}<0.8\times 10^{-4}$ (ns)、時間進行の上限が$Δτ_{\text{LSB}}^{\text{adv}}<-4.5\times 10^{-13}$ (ns)となることが示されています。 これらの推定値は、いずれもカッシーニ探査機の実験に対応する$\ell$の上限に基づいています。 また、時間進行効果の直接的な実験的検出の実現可能性についても簡単に触れます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The Harko, Kovács, and Lobo wormhole (HKLWH) metric contains two free parameters: one is the wormhole throat $r_{0}$, and the other is a dimensionless deviation parameter $γ$ with values $0<γ<1$, the latter ensuring the needed violation of the null energy condition at the throat. In this paper, we study the energetics of the HKLWH and the influence of $γ$ on the tidal forces in the Lorentz-boosted frame. Finally, we apply\ a new concept, namely, the probabilistic identity of the object observed by different external observers in terms of the Fresnel coefficients derived by Tangherlini. The intriguing result is that observations can differ depending on the location of the observer, i.e., there is a nonzero probability that the HKLWH will be identified as a black hole even when $γ\neq 0$. | ハルコ、コヴァチ、ロボのワームホール（HKLWH）計量には、2 つの自由パラメータがあります。 1 つはワームホールの喉 $r_{0}$ であり、もう 1 つは $0<γ<1$ の値をとる無次元偏差パラメータ $γ$ です。 後者は、喉で必要なヌルエネルギー条件の違反を保証します。 本論文では、HKLWH のエネルギーと、ローレンツブーストされたフレームにおける潮汐力に対する $γ$ の影響を研究します。 最後に、タンゲリーニによって導出されたフレネル係数の観点から、異なる外部観測者によって観測されるオブジェクトの確率的同一性という新しい概念を適用します。 興味深い結果は、観測は観測者の位置によって異なる可能性があるということです。 つまり、$γ\neq 0$ の場合でも、HKLWH がブラックホールとして識別される確率はゼロではありません。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We revisit cosmological perturbations in multi-field inflation using the $δN$ formalism. By extending the analysis to directions transverse to the inflationary trajectory, we explicitly account for the geometry of the final hypersurface. Applying this framework to hybrid inflation, we identify an enhancement mechanism of the curvature perturbation driven by the growing isocurvature perturbation due to the tachyonic instability of the waterfall field. This amplification occurs during the trajectory's turn in field space, a process qualitatively distinct from the non-attractor solution in single-field inflation models such as ultra-slow-roll. The resulting power spectrum features a broad peak with a characteristic $k^3$ infrared growth and a ultraviolet spectral tilt that uniquely determines the nonlinear parameter $f_\mathrm{NL}$ of a logarithmic non-Gaussianity, all of which are primarily governed by the waterfall dynamics. We found that in hybrid inflation, the sign of $f_{\rm NL}$ is fixed by tachyonic waterfall geometry and is always positive, leading to a generic enhancement of primordial black hole formation. The enhanced curvature perturbation can simultaneously account for primordial black hole dark matter and a stochastic gravitational wave background detectable by LISA, Taiji, and TianQin. | 我々は、$δN$形式を用いて多場インフレーションにおける宇宙論的摂動を再検討する。 インフレーション軌道に垂直な方向に解析を拡張することで、最終的な超曲面の幾何学を明示的に考慮に入れる。 この枠組みをハイブリッドインフレーションに適用すると、ウォーターフォール場のタキオン不安定性による等曲率摂動の増大によって引き起こされる曲率摂動の増強メカニズムが明らかになる。 この増幅は、軌道が場空間で回転する際に発生し、超低速ロールなどの単一場インフレーションモデルにおける非アトラクター解とは質的に異なるプロセスである。 結果として得られるパワースペクトルは、特徴的な$k^3$赤外線成長と紫外線スペクトル傾斜を持つ幅広いピークを示し、対数非ガウス性の非線形パラメータ$f_\mathrm{NL}$を一意に決定する。 これらはすべて、主にウォーターフォールダイナミクスによって支配される。 ハイブリッドインフレーションにおいて、$f_{\rm NL}$の符号はタキオン滝の幾何学によって固定され、常に正の値をとることが分かりました。 これにより、原始ブラックホールの形成が一般的に促進されます。 この曲率の増大した変化は、原始ブラックホールの暗黒物質と、LISA、Taiji、TianQinによって検出可能な確率的重力波背景放射を同時に説明することができます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This study investigates the optical appearance of the Ellis-Bronnikov wormhole as viewed from both sides of its throat, under conditions of optically thick and thin accretion. By solving the geodesic equation, we derive the relationship between the impact parameter and the aiming distance of photons, and found that if the observer and the accretion disk are located on both sides of the throat, these two quantities are not equal. The optical image of the wormhole observed from the other side of the throat is obtained through the ray-tracing method. For optically thick accretion, increases in the parameter $n$ lead to an increase in the apparent size of the wormhole but a decrease in its brightness. For optically thin accretion, the image is similar to the internal and external inversion of the image observed from the other side. Furthermore, for optically thin accretion flows, the direct image does not block the emission from higher-order images, allowing radiation emitted from regions much closer to the event horizon to reach the observer. Our simulation results show that when the observer is on the $\mathcal{R}^+$ side, EB wormholes with small $n$ can mimic the images taken by the EHT to some extent, while wormholes with large $n$ or with the observer on the $\mathcal{R}^-$ side can be ruled out. | 本研究では、光学的に厚い降着と薄い降着の条件下で、喉の両側から見たエリス・ブロニコフ・ワームホールの光学的な外観を調査した。 測地線方程式を解くことにより、衝突パラメータと光子の到達距離の関係を導出し、観測者と降着円盤が喉の両側に位置する場合、これら2つの量が等しくないことを発見した。 喉の反対側から観測されたワームホールの光学像は、光線追跡法によって得られた。 光学的に厚い降着の場合、パラメータ$n$の増加はワームホールの見かけの大きさの増加につながるが、明るさは減少する。 光学的に薄い降着の場合、像は反対側から観測された像の内部反転と外部反転に似ている。 さらに、光学的に薄い降着流の場合、直接像は高次像からの放射を遮らないため、事象の地平線に非常に近い領域から放出された放射が観測者に到達する。 我々のシミュレーション結果によると、観測者が$\mathcal{R}^+$側にある場合、$n$が小さいEBワームホールはEHTで撮影された画像をある程度模倣できるが、$n$が大きいワームホールや観測者が$\mathcal{R}^-$側にあるワームホールは除外できる。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this work, we formulate the Krylov complexity in non-In an inertial quantum system, the direct emergence of the $SU(1,1)$ sector from the Klein-Gordon symplectic form dictates that the Rindler pair-number sector naturally forms the Krylov basis for uniformly accelerating observers. Under this construction, we generalize the Bogoliubov coefficients by exploiting the $SU(1,1)$ group-structured Hamiltonian. Within this framework, we explicitly derive that the Krylov complexity is exactly equal to the mean number of correlated Rindler pairs generated via Bogoliubov mixing. Furthermore, the competition between the detuning parameter and the pair-production parameter in the Hamiltonian separates the dynamics into three distinct regimes: hyperbolic Krylov spreading, critical growth, and bounded Krylov-space motion. Notably, in the detuning-dominated regime, the pair-number distribution remains exponentially confined to low Krylov levels, implying that the wave packet becomes trapped at low levels, which manifests as the localization of Krylov complexity. Ultimately, our work sheds new light on the structural construction of Krylov complexity in non-inertial quantum systems. | この研究では、非慣性量子系でクリロフ複雑性を定式化します。 クライン・ゴルドンシンプレクティック形式からSU(1,1)セクターが直接出現すると、リンドラー対数セクターが自然に一様に加速する観測者のクリロフ基底を形成することがわかります。 この構成の下で、SU(1,1)群構造ハミルトニアンを利用してボゴリューボフ係数を一般化します。 この枠組みの中で、クリロフ複雑性がボゴリューボフ混合によって生成される相関リンドラー対の平均数と正確に等しいことを明示的に導出します。 さらに、ハミルトニアン内のデチューニングパラメータと対生成パラメータの競合により、ダイナミクスは双曲クリロフ拡散、臨界成長、および有界クリロフ空間運動の3つの異なる領域に分かれます。 特に、デチューニングが支配的な領域では、ペア数分布は指数関数的に低いクリロフレベルに閉じ込められたままであり、これは波動パケットが低いレベルに捕捉されることを意味し、クリロフ複雑性の局在化として現れます。 最終的に、私たちの研究は、非慣性量子系におけるクリロフ複雑性の構造的構築に新たな光を当てます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Fast radio bursts (FRBs) are emerging as powerful probes for cosmology. However, cosmological inference based on FRB dispersion measures (DMs) is limited by uncertainties in the Milky Way contribution, including those from the Galactic interstellar medium and the Galactic halo. In this Letter, we propose a method that eliminates the Milky Way contribution by using DM differences between localized FRBs within the same sky region. The method removes the need to adopt a specific Galactic electron-density model or a prior assumption for the Galactic halo DM. We validate the reliability of the method using mock FRB samples and show that it successfully recovers the fiducial cosmological parameter. Applying the method to current localized FRB data, we obtain a constraint on $Γ\equiv Ω_b H_0 f_{\rm d}$ that differs from that inferred using the conventional treatment of the Milky Way contribution. This difference highlights the importance of Milky Way DM systematics in FRB cosmology and demonstrates the potential of differential DM methods for future large samples of localized FRBs. | 高速電波バースト（FRB）は、宇宙論の強力なプローブとして注目されています。 しかし、FRBの分散尺度（DM）に基づく宇宙論的推論は、銀河星間物質や銀河ハローからの不確実性を含む、天の川銀河の寄与の不確実性によって制限されます。 本論文では、同じ天域内の局所的なFRB間のDMの差を利用することで、天の川銀河の寄与を排除する方法を提案します。 この方法では、特定の銀河電子密度モデルを採用したり、銀河ハローDMについて事前の仮定を置いたりする必要がなくなります。 模擬FRBサンプルを用いてこの方法の信頼性を検証し、基準となる宇宙論的パラメータを正常に復元できることを示します。 この方法を現在の局所的なFRBデータに適用すると、天の川銀河の寄与の従来の扱いによって推定されるものとは異なる、$Γ\equiv Ω_b H_0 f_{\rm d}$に対する制約が得られます。 この違いは、FRB宇宙論における天の川銀河のDM系統の重要性を浮き彫りにし、将来の局所的なFRBの大規模サンプルに対する差分DM法の可能性を示している。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study quasibound states of a massive charged Dirac field on the Ayón-Beato--García (ABG) regular black-hole background and determine how a charged regular geometry modifies the fermionic spectrum in the absence of superradiant amplification. We derive the separated Dirac equations, impose quasibound boundary conditions, and obtain the far-field trapping condition $Mμ^2-qQω_R>0$, whose weak-binding, same-sign limit is $Mμ>qQ$. The complex frequencies are computed in the frequency domain and checked against time-domain evolutions. Because ABG and Reissner--Nordström (RN) black holes have the same Newtonian and Coulomb tails, they share the leading hydrogenic real-frequency spectrum. Their differences appear in subleading shifts and, more prominently, in the damping rates. The ABG inner barrier can reduce the horizon flux, making some modes much longer lived than their RN counterparts. Within the explored parameter range, the Dirac quasibound modes remain damped: the regular charged geometry changes the lifetime of the fermionic cloud but does not produce a Dirac superradiant instability. | 我々は、Ayón-Beato--García (ABG) 正則ブラックホール背景上の質量を持つ荷電ディラック場の準束縛状態を研究し、超放射増幅がない場合に荷電正則幾何学がフェルミオンスペクトルをどのように変化させるかを決定する。 我々は分離ディラック方程式を導出し、準束縛境界条件を課し、遠方場のトラッピング条件 $Mμ^2-qQω_R>0$ を得る。 その弱束縛同符号極限は $Mμ>qQ$ である。 複素周波数は周波数領域で計算され、時間領域の発展と比較される。 ABG ブラックホールと Reissner--Nordström (RN) ブラックホールは同じニュートンおよびクーロンのテールを持つため、主要な水素様実周波数スペクトルを共有する。 両者の違いは、サブリーディングシフトと、より顕著には減衰率に現れる。 ABG の内部障壁は地平線フラックスを減少させることができ、一部のモードは RN の対応モードよりもはるかに長寿命になる。 検討したパラメータ範囲内では、ディラック準束縛モードは減衰したままである。 規則的な電荷を持つ幾何学的構造はフェルミオン雲の寿命を変化させるが、ディラック超放射不安定性は生じない。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Quantum sensing promises enhanced precision, but the usual quantum Cramer Rao bound can be too optimistic for realistic linear sensors, where squeezing, filtering, and loss reshape quantum noise. We derive the tight Holevo Cramer Rao bound and show that realistic degradation yields a hierarchy with the usual bound and homodyne readout. This hierarchy already exists in gravitational-wave detectors. We propose a hardware-efficient readout that reaches the Holevo bound without extra signal loss, increasing compact-binary detection rates by up to 25% over the present LIGO homodyne readout. | 量子センシングは精度向上を約束するものの、通常の量子クラメール・ラオ限界は、スクイージング、フィルタリング、損失によって量子ノイズが変化する現実的な線形センサーには楽観的すぎる可能性がある。 我々は、厳密なホレボ・クラメール・ラオ限界を導出し、現実的な劣化によって通常の限界とホモダイン読み出しとの階層構造が生じることを示す。 この階層構造は、重力波検出器に既に存在している。 我々は、余分な信号損失なしにホレボ限界に到達するハードウェア効率の高い読み出し方法を提案し、現在のLIGOホモダイン読み出しに比べてコンパクトバイナリ検出率を最大25%向上させる。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The rapid emergence at $z\gtrsim 6$ of ubiquitous populations of supermassive black holes (SMBHs) revealed by JWST and of quasars with estimated masses $M_\bullet > 10^{10} M_\odot$ demands efficient pathways for early growth. The smooth collapse of a singular isothermal sphere (SIS) has been solved analytically in full general relativity, but the shock waves that inevitably accompany such collapse have not. Here, we derive general-relativistic self-similar shock-wave solutions for the collapse of an SIS to a black hole, extending the framework of Cai \& Shu (2005) to discontinuous flows. We obtain the general relativistic jump conditions for an isothermal fluid and show that they connect interior collapse solutions to exterior envelopes that may be static, expanding, or collapsing, yielding a rich family of shocks propagating at up to $\sim$40\% the speed of light; the available exterior types narrow with increasing sound speed. A coordinate-matching technique that uses the zero-velocity surface uniquely bridges the Schwarzschild and comoving self-similar descriptions, completing the characterization of the growing black hole. The central accretion rate is set by the interior collapse alone and is suppressed by a factor of $\sim$5--7 relative to the smooth expansion-wave solution, while the energy released at the shock reaches $\sim$10\% of the enclosed rest mass -- nearly twice the 5.7\% radiative efficiency of Schwarzschild accretion. These results provide an analytical energy budget for direct-collapse black hole formation, with implications for SMBH seed assembly, the dense cocoons around nascent high-redshift black holes, the recently discovered JWST's Little Red Dots, and relativistic transients such as gamma-ray bursts. | JWSTによって明らかになった超大質量ブラックホール（SMBH）の遍在する集団と、推定質量が$M_\bullet > 10^{10} M_\odot$のクエーサーが、$z\gtrsim 6$で急速に出現していることから、初期成長のための効率的な経路が求められている。 特異等温球（SIS）の滑らかな崩壊は、完全な一般相対性理論で解析的に解かれているが、そのような崩壊に必然的に伴う衝撃波は解かれていない。 ここでは、SISがブラックホールに崩壊する際の一般相対論的自己相似衝撃波解を導出し、Cai \& Shu (2005)の枠組みを不連続流に拡張する。 等温流体に対する一般相対論的ジャンプ条件を導出し、それらが内部崩壊解を、静止、膨張、または崩壊する外部エンベロープに結び付け、光速の約40%まで伝播する多様な衝撃波を生み出すことを示す。 利用可能な外部タイプは音速の増加とともに狭まる。 ゼロ速度面を使用する座標マッチング手法は、シュワルツシルト記述と共動自己相似記述を独自に橋渡しし、成長するブラックホールの特性を完成させる。 中心降着率は内部崩壊のみによって決定され、滑らかな膨張波解に比べて約5～7倍抑制される一方、衝撃波で放出されるエネルギーは囲まれた静止質量の約10%に達し、シュワルツシルト降着の放射効率5.7%のほぼ2倍となる。 これらの結果は、直接崩壊型ブラックホールの形成におけるエネルギー収支を解析的に示しており、超大質量ブラックホールの種形成、発生初期の高赤方偏移ブラックホールの周囲に形成される高密度の繭、最近発見されたJWSTの「リトル・レッド・ドット」、そしてガンマ線バーストなどの相対論的過渡現象に影響を与える。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The threshold and scaling laws of gravitational critical collapse depend sensitively on the matter equation of state. We investigate how these quantities are modified by a generic feature of dense matter that is absent from the radiation fluid commonly assumed in primordial black hole (PBH) studies: pressure stiffening as a maximum density is approached. As an analytically tractable proxy, we adopt the closed-form equation of state of a single-occupancy lattice gas, \(p=-T\ln(1-ρ)\), which exhibits a density-dependent sound speed and a saturation density. Using general-relativistic simulations of spherically symmetric collapse, we show that this nonlinear pressure feedback increases the PBH formation threshold by \(0.50\pm0.02\%\) relative to the radiation equation of state within the causal regime of the model. At the same time, the critical mass-scaling exponent remains \(γ=0.357\pm0.001\), consistent with the radiation-fluid value to within our numerical precision. This agreement reflects the fact that the lattice equation of state approaches the radiation fluid at low density and remains only a mild perturbation over the near-critical regime, rather than indicating a universal critical exponent. Our results provide a proof of principle that saturation-induced stiffening can stabilize gravitational collapse and shift the PBH threshold, while introducing a linear-response framework for assessing the impact of more realistic equations of state on primordial black hole formation. | 重力臨界崩壊の閾値とスケーリング法則は、物質の状態方程式に大きく依存します。 本研究では、原始ブラックホール（PBH）研究で一般的に想定されている放射流体には存在しない高密度物質の一般的な特徴、すなわち最大密度に近づくにつれて圧力が硬くなるという現象によって、これらの量がどのように変化するかを調べます。 解析的に扱いやすい近似値として、密度依存の音速と飽和密度を示す単一占有格子ガスの閉形式状態方程式 \(p=-T\ln(1-ρ)\) を採用します。 球対称崩壊の一般相対論的シミュレーションを用いて、この非線形圧力フィードバックが、モデルの因果的領域内で放射状態方程式と比較してPBH形成閾値を \(0.50\pm0.02\%) 増加させることを示します。 同時に、臨界質量スケーリング指数は \(γ=0.357\pm0.001\) のままであり、放射流体の値と数値精度内で一致しています。 この一致は、格子状態方程式が低密度で放射流体に近づき、臨界近傍領域ではわずかな摂動にとどまるという事実を反映しており、普遍的な臨界指数を示すものではありません。 我々の結果は、飽和誘起硬化が重力崩壊を安定化させ、原始ブラックホールの閾値をシフトさせることができるという原理実証を提供するとともに、より現実的な状態方程式が原始ブラックホールの形成に及ぼす影響を評価するための線形応答フレームワークを導入します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In binary neutron star (BNS) mergers launching a relativistic jet, an electromagnetic (EM) signal is produced when the jet-driven shock breaks out of the merger ejecta. The observed time delay of this shock-breakout (SBO) emission with respect to the gravitational-wave (GW) signal from the merger provides a powerful probe of the physical conditions governing jet launching and early-time jet propagation. Considering different models of jet propagation in realistic post-merger environments, we investigate the SBO emission and corresponding GW-EM delay that would be observed depending on the viewing angle and the assumed ejecta opacity. We perform relativistic MHD simulations of jets propagating through a post-merger environment directly imported from the outcome of a previous BNS merger simulation. We also introduce a specific procedure to faithfully reconstruct the early dynamical ejecta up to their natural front. The evolution is followed in 3D up to 0.6 s and then continued imposing axisymmetry and higher resolution. Varying jet launching time and luminosity, we identify three representative models spanning regimes from early breakout to extended jet choking. For each case, we track the jet-driven forward shock up to the photosphere and compute the angle-dependent bolometric SBO luminosity, assuming full conversion of the thermal energy within the shocked material into radiation, and taking into account non-radial photon propagation, relativistic Doppler shifts, and light-travel-time effects. We consider two opacity values spanning a factor of 10. We find that the GW-EM delay depends weakly on both viewing angle and ejecta opacity, making it a robust diagnostic for constraining models. Comparing with GRB 170817A, the model resulting in a substantially choked jet provides the most plausible peak bolometric luminosity and the closest match to the observed GW-EM delay and signal duration. | 相対論的ジェットを放出する連星中性子星（BNS）合体では、ジェット駆動衝撃波が合体噴出物から脱出する際に電磁波（EM）信号が生成されます。 この衝撃波脱出（SBO）放射と合体からの重力波（GW）信号との間の観測された時間遅延は、ジェット放出と初期のジェット伝播を支配する物理的条件を強力に探る手段となります。 現実的な合体後の環境におけるジェット伝播のさまざまなモデルを考慮し、観測角度と想定される噴出物の不透明度に応じて観測されるSBO放射と対応するGW-EM遅延を調査します。 以前のBNS合体シミュレーションの結果から直接インポートした合体後の環境を伝播するジェットの相対論的MHDシミュレーションを実行します。 また、初期の動的噴出物をその自然な前面まで忠実に再構築するための特定の手順も導入します。 進化は0.6秒まで3Dで追跡され、その後、軸対称性と高解像度を課して継続されます。 ジェットの噴出時間と光度を変化させることで、初期のブレイクアウトからジェットのチョーク状態が続くまでの領域を網羅する 3 つの代表的なモデルを特定しました。 各ケースについて、ジェット駆動の前方衝撃波を光球まで追跡し、衝撃を受けた物質内の熱エネルギーが完全に放射に変換されると仮定し、非放射状の光子伝播、相対論的ドップラーシフト、および光の移動時間効果を考慮して、角度依存のボロメトリック SBO 光度を計算しました。 10 倍の 2 つの不透明度値を検討しました。 GW-EM 遅延は、観測角度と噴出物の不透明度の両方に弱く依存し、モデルを制約するための堅牢な診断法であることがわかりました。 GRB 170817A と比較すると、ジェットが大幅にチョーク状態になるモデルが最も妥当なピークボロメトリック光度と、観測された GW-EM 遅延および信号継続時間に最も近い一致を示します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the structural and oscillatory properties of isotropic strange quark stars within General Relativity, focusing on three physically motivated equations of state: the color flavor locked (CFL) phase, an interacting quark matter model, and a linear (causal) equation of state. By numerically solving the Tolman Oppenheimer Volkoff and radial perturbation equations, we construct equilibrium stellar sequences and compute oscillation spectra across three representative masses (0.77, 1.40, and 2.00 solar masses). Our analysis is focused on two diagnostics: (i) mass to radius profiles and (ii) radial mode eigenfrequencies with large frequency separations. We compare theoretical predictions against multimessenger constraints from NICER X ray timing of key pulsars, the massive pulsars at two solar masses, and the low mass compact object in HESS J1731--347. All three equations of state yield maximum masses exceeding 2 solar masses with canonical mass radii of (10--12) km, satisfying current observational bounds. Fundamental mode frequencies span (4--7) kHz, with asymptotic large separations differing among the models. These elevated frequencies lie within the detection band of current and next generation gravitational-wave observatories, offering potential asteroseismic signatures for distinguishing strange quark stars from hadronic neutron stars in post merger emission. Our results demonstrate that self bound quark matter naturally accommodates the sub solar mass configuration of HESS J1731--347, reinforcing the viability of strange quark star interpretations. | 一般相対性理論の枠組みで、等方性ストレンジクォーク星の構造的および振動的特性を調査し、物理的に動機付けられた 3 つの状態方程式、すなわち色フレーバーロック (CFL) 位相、相互作用するクォーク物質モデル、および線形 (因果的) 状態方程式に焦点を当てます。 トルマン・オッペンハイマー・ボルコフ方程式と半径方向摂動方程式を数値的に解くことにより、平衡状態の恒星系列を構築し、3 つの代表的な質量 (0.77、1.40、および 2.00 太陽質量) にわたる振動スペクトルを計算します。 私たちの分析は、(i) 質量と半径のプロファイル、および (ii) 周波数分離の大きい半径方向モードの固有周波数という 2 つの診断に焦点を当てています。 主要なパルサー、2 つの太陽質量の質量を持つパルサー、および HESS J1731--347 の低質量コンパクト天体の NICER X 線タイミングによるマルチメッセンジャー制約と理論的予測を比較します。 3つの状態方程式はいずれも、質量が太陽質量の2倍を超え、質量半径が(10〜12) kmの標準質量半径となり、現在の観測限界を満たしています。 基本モード周波数は(4〜7) kHzに及び、漸近的な大きな分離はモデルによって異なります。 これらの高い周波数は、現在および次世代の重力波観測所の検出帯域内にあり、合体後の放射においてストレンジクォーク星とハドロン中性子星を区別するための潜在的な星震学的特徴を提供します。 私たちの結果は、自己束縛クォーク物質がHESS J1731-347の太陽質量以下の構成に自然に適合することを示しており、ストレンジクォーク星の解釈の妥当性を強化しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In the strong deflection regime, light rays passing close to an astrophysical black hole may remain trapped near unstable photon orbits for a long time before escaping to infinity. The traditional strong-deflection limit, which accurately describes the logarithmic divergence of the deflection angle for spherically symmetric and slowly rotating black holes, breaks down when the relevant prograde critical photon orbit coincides with the degenerate horizon of an extremal rotating black hole. We present a new strong deflection limit expansion for this horizon critical orbit, covering a general class of extremal rotating black holes. We show that the deflection angle exhibits a stronger power-law divergence in addition to the logarithmic divergence. For an adequate description of higher-order images, additional terms in the expansion must be retained. We first study prograde gravitational lensing in the equatorial plane and then extend the analysis to quasi-equatorial motion, which allows us to calculate the magnification of the higher-order images and the position of the caustic points. We finally apply the general framework to explicit examples, including the Kerr, Kerr-Newman, and Kerr-Sen metrics. | 強い偏向領域では、天体ブラックホールの近くを通過する光線は、無限遠に脱出する前に、不安定な光子軌道の近くに長時間閉じ込められる可能性があります。 球対称でゆっくり回転するブラックホールの偏向角の対数発散を正確に記述する従来の強い偏向極限は、関連する順行臨界光子軌道が極限回転ブラックホールの縮退地平線と一致する場合に破綻します。 本稿では、この地平線臨界軌道に対する新しい強い偏向極限展開を提示し、一般的な極限回転ブラックホールのクラスをカバーします。 偏向角は、対数発散に加えて、より強いべき乗則発散を示すことを示します。 高次のイメージを適切に記述するためには、展開に追加の項を保持する必要があります。 まず、赤道面における順行重力レンズ効果を研究し、次に解析を準赤道運動に拡張することで、高次像の拡大率と集束点の位置を計算できるようにします。 最後に、この一般的な枠組みを、カー計量、カー・ニューマン計量、カー・セン計量などの具体的な例に適用します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The self-force acting on a charged particle is sensitive to the global structure of curved spacetime and can serve as a probe of geometry beyond local curvature. We compute the static scalar self-force on a point charge in the two-parameter family of spherically symmetric wormholes introduced by Konoplya and Zhidenko, members of the broader Morris-Thorne class of traversable wormholes. Using mode-sum regularization, we analyze its dependence on the shape exponent $q$, which controls the throat geometry, and the redshift parameter $p$, which determines the redshift function and tidal strength. We find that the self-force is generally not unidirectional: it can change sign with radial distance from the throat, with up to two distinct zero crossings depending on $(p,q)$. We provide a systematic characterization of how both the direction and large-distance falloff depend on the wormhole parameters. For sufficiently large $p$, the force can decay at a slower rate than the canonical $\sim r^{-3}$ behavior typical of isolated-body spacetimes, with stronger flaring (more negative $q$) leading to more rapid decay. In the combined limit $p \to \infty$ and $q \to -\infty$, the asymptotic falloff approaches that of the static scalar self-force in the Ellis wormhole. | 荷電粒子に作用する自己力は、曲がった時空の全体構造に敏感であり、局所的な曲率を超えた幾何学のプローブとして機能する。 我々は、KonoplyaとZhidenkoによって導入された、より広範なMorris-Thorneクラスの通過可能なワームホールに属する、2パラメータ族の球対称ワームホールにおける点電荷に作用する静的スカラー自己力を計算する。 モード和正則化を用いて、喉の形状を制御する形状指数$q$と、赤方偏移関数と潮汐強度を決定する赤方偏移パラメータ$p$への依存性を解析する。 自己力は一般に一方向性ではなく、喉からの半径方向距離によって符号が変化する可能性があり、$(p,q)$に応じて最大2つの異なるゼロ交差が存在することがわかった。 我々は、方向と長距離減衰の両方がワームホールパラメータにどのように依存するかを体系的に特徴付ける。 十分に大きな $p$ の場合、力は孤立物体時空に典型的な標準的な $\sim r^{-3}$ の挙動よりも遅い速度で減衰する可能性があり、より強いフレア（より負の $q$）はより速い減衰につながります。 $p \to \infty$ と $q \to -\infty$ の複合極限では、漸近的な減衰はエリスワームホールの静的スカラー自己力の減衰に近づきます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the dynamics of a Hamiltonian system with a ghost degree of freedom, characterized by a negative kinetic-energy contribution and the possibility of runaway behavior due to an indefinite energy functional. We present numerical evidence that a nonlinear interaction term, together with a saturating exponential potential $V_c$, can suppress phase-space escape over the parameter ranges explored in this work. Using direct numerical integration of the Hamiltonian equations of motion, Poincaré surfaces of section, and trajectory projections, we find that the ghost sector and nonlinear couplings generate a mixed phase-space structure with both regular islands and chaotic regions. The maximal Lyapunov exponent supports bounded chaotic motion: nearby trajectories separate exponentially while remaining confined to a finite region of phase space for the investigated initial conditions and parameters $(\varepsilon,α)$. These results suggest that nonlinear confinement can significantly alter the stability properties of negative-energy sectors at the classical level. They provide numerical evidence for a bounded-chaos regime in which ghost-induced divergences are avoided within the explored domain. | 本研究では、負の運動エネルギー寄与と不定エネルギー汎関数による暴走挙動の可能性を特徴とする、ゴースト自由度を持つハミルトン系のダイナミクスを研究する。 非線形相互作用項と飽和指数ポテンシャル$V_c$が、本研究で検討したパラメータ範囲において位相空間からの脱出を抑制できることを数値的に示す。 ハミルトン運動方程式、ポアンカレ断面、および軌道射影の直接数値積分を用いることで、ゴーストセクターと非線形結合が、規則的な島状領域とカオス領域の両方を含む混合位相空間構造を生成することを見出した。 最大リアプノフ指数は、有界なカオス運動を支持する。 すなわち、近傍の軌道は指数関数的に分離するが、検討した初期条件とパラメータ$(\varepsilon,α)$においては、位相空間の有限領域内に留まる。 これらの結果は、非線形閉じ込めが、古典的なレベルで負エネルギーセクターの安定性特性を大きく変化させる可能性があることを示唆している。 これらは、探索領域内でゴーストによって引き起こされる発散が回避される、境界付きカオス体制の存在を示す数値的な証拠を提供する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We provide a field-theoretic construction of Padmanabhan's duality-invariant Feynman propagator for a massive point particle in Euclidean space $\mathbb{R}^D$. Padmanabhan's propagator includes quantum-gravity effects due to the existence of a quantum of length $\ell$. Including $O(\ell^2)$ corrections, the corresponding field-theory model turns out to be a free, massive scalar defined in $\mathbb{R}^{D+2}$. The two additional dimensions with respect to the original $\mathbb{R}^D$ provide the necessary room, so to speak, for quantum-gravity fluctuations. | ユークリッド空間 $\mathbb{R}^D$ における質量を持つ点粒子に対する Padmanabhan の双対性不変な Feynman プロパゲーターの場の理論的構成を提供する。 Padmanabhan のプロパゲーターは、長さ $\ell$ の量子の存在による量子重力効果を含んでいる。 $O(\ell^2)$ の補正を含めると、対応する場の理論モデルは $\mathbb{R}^{D+2}$ で定義された自由な質量を持つスカラーであることがわかる。 元の $\mathbb{R}^D$ に対する 2 つの追加次元は、いわば量子重力ゆらぎに必要な空間を提供する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A quantum macroscopic ``Kruskal'' black hole solution that incorporates quantum geometry effects has been derived in Loop Quantum Gravity as the counterpart to the classical Schwarzschild solution with a distinct imprint outside the event horizon, even at scales much larger than the Planck length. This resulting black hole quantum geometry is supported by an effective energy density of quantum origin, outside the horizon, which prevents asymptotic flatness at large distances and confines massive particles to finite radii, thereby preventing their escape to infinity. In this work we adapt to these solutions the extended Anderson-Candelas-Christensen-DeWitt approach to compute the quantum vacuum polarization in order to provide an accurate measure of the quantum activity around these black holes. We carry out a numerical implementation of the formalism and present, to our knowledge for the first time, the scalar vacuum polarization $\langleφ^2\rangle$ exterior to this quantum-corrected geometry. We find that the quantum-gravity exponent $ε$ enhances the near-horizon polarization and induces, farther out, a small negative tail that we identify -- through a parameter-free DeWitt--Schwinger comparison -- with the field's response to the nonzero curvature of the background (absent for Ricci-flat Schwarzschild). The correction scales linearly with $ε$, the parameter tracking the quantum gravitational corrections, so that for astrophysically realistic (i.e., tiny) $ε$, the result is numerically indistinguishable from Schwarzschild. The calculation furnishes a consistency check on the quantum activity around these solutions, the fluctuations tracking the local curvature without anomalous growth in the exterior. | 量子幾何学効果を取り入れた量子巨視的「クラスカル」ブラックホール解は、ループ量子重力において、プランク長よりもはるかに大きなスケールであっても事象の地平線の外側に明確な痕跡を持つ古典的なシュワルツシルト解の対応物として導出されました。 この結果として得られるブラックホールの量子幾何学は、地平線の外側で量子起源の有効エネルギー密度によって支えられており、これにより遠距離での漸近的な平坦化が防止され、質量のある粒子が有限の半径に閉じ込められ、それによって無限遠への脱出が防止されます。 本研究では、これらのブラックホールの周囲の量子活動を正確に測定するために、量子真空偏極を計算する拡張アンダーソン・カンデラス・クリステンセン・デウィット法をこれらの解に適用します。 我々は、この形式論の数値実装を実行し、我々の知る限り初めて、この量子補正された幾何学の外側のスカラー真空偏極$\langleφ^2\rangle$を提示します。 量子重力指数$ε$は、地平線近傍の偏光を強め、さらに外側に小さな負の裾野を誘起することがわかった。 この裾野は、パラメータを用いないDeWitt-Schwinger比較によって、背景の非ゼロ曲率に対する場の応答（Ricci-flat Schwarzschildでは存在しない）と特定される。 補正は量子重力補正を追跡するパラメータ$ε$に線形に比例するため、天体物理学的に現実的な（つまり非常に小さい）$ε$の場合、結果は数値的にSchwarzschildと区別がつかない。 この計算は、これらの解の周りの量子活動の一貫性チェックを提供し、変動は外部での異常な成長なしに局所的な曲率を追跡する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this draft, we investigate the dynamical instability of a restricted class of non-static, axially symmetric, self-gravitating fluid configurations within a Hu-Sawicki inspired f(R) gravity model. The matter source is described by an anisotropic energy-momentum tensor containing three principal stresses and an off-diagonal stress component. For the adopted vorticity free geometry, conservation equations are formulated, and a linear perturbation scheme is applied to separate the equilibrium and time-dependent sectors. This procedure yields a collapse equation that governs the evolution of the perturbed compact configuration. The associated instability conditions are then derived in terms of the adiabatic index Γ under the Newtonian and post-Newtonian approximations, whereas the resulting bounds show that the onset of instability depends not only on the stiffness of the fluid, but also on the background energy density, directional pressure anisotropies, metric perturbations, and higher-curvature contributions generated by the Hu-Sawicki model. The general relativistic limit is recovered by suppressing the modified gravity parameters, while the isotropic limit reproduces the classical Chandrasekhar threshold. These results demonstrate that curvature corrections and anisotropic stresses can appreciably modify the conventional instability conditions of axially symmetric compact systems. | 本稿では、Hu-Sawicki に着想を得た f(R) 重力モデルにおける、非静的で軸対称な自己重力流体配置の限定されたクラスの動的不安定性を調査する。 物質源は、3 つの主応力と非対角応力成分を含む異方性エネルギー運動量テンソルによって記述される。 採用した渦度のない形状に対して、保存方程式が定式化され、線形摂動スキームが適用されて平衡セクターと時間依存セクターが分離される。 この手順により、摂動されたコンパクト配置の進化を支配する崩壊方程式が得られる。 関連する不安定条件は、ニュートン近似とポストニュートン近似の下で断熱指数 Γ に関して導出されるが、結果として得られる境界は、不安定性の発生が流体の剛性だけでなく、背景エネルギー密度、方向圧力異方性、計量摂動、および Hu-Sawicki モデルによって生成される高次曲率寄与にも依存することを示している。 一般相対論的極限は、修正重力パラメータを抑制することで再現され、一方、等方性極限は古典的なチャンドラセカール閾値を再現する。 これらの結果は、曲率補正と異方性応力が、軸対称コンパクト系の従来の不安定性条件を大きく変化させる可能性があることを示している。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Assessing possible life on an exoplanet requires spatial, spectral, temporal, and environmental context rather than a threshold detection of one molecule or surface feature. We develop a covariance-aware Solar Gravitational Lens (SGL) framework in which the data product is a time-tagged Stokes spectral cube reconstructed from wavelength-dependent Einstein-ring measurements. The demonstrated calculation is a 0.45-2.40 um Stokes-I reflected-light simulation of an Earth-radius planet at 30 pc, observed from 650 AU with a (128 x 128) raster, 128 simultaneous spectral channels, and $R\simeq70$. A separate 0.40-20 um architecture-level calculation tracks reflected and thermal planet photons, SGL gain, solar-corona noise, instrumental backgrounds, throughput, dwell time, and reconstruction covariance. In the controlled population audit, structural forward-model mismatch preserves the block ordering gas > surface > cloud/path > mineral > calibration/SGL while reducing the combined conditional information gain to 0.83 of the matched-model value. A reconstruction-covariance bracket reduces an (8 x 8) regional coadd gain from 7.77 to 3.00, implying a 6.7-fold dwell penalty. The feasibility results are design scalings, not a mission verdict: imaging and low-resolution mapping are earlier objectives, whereas full regional spectroscopy requires simultaneous acquisition, sub-ppm effective coronal calibration, measured reconstruction covariance, and branch-specific radiometric validation. We show that the SGL offers a uniquely powerful path to surface-resolved mapping, regional spectroscopy, thermal-climate diagnostics, and co-location tests, providing spatial, spectral, temporal, and environmental context that could strengthen assessments of habitability and possible biological activity beyond disk-integrated precursor observations. | 系外惑星における生命の可能性を評価するには、単一の分子や表面の特徴を閾値検出するのではなく、空間的、スペクトル的、時間的、環境的な文脈を考慮する必要があります。 我々は、波長依存のアインシュタインリング測定から再構成された時間タグ付きストークススペクトルキューブをデータ製品とする、共分散を考慮した太陽重力レンズ（SGL）フレームワークを開発しました。 実証された計算は、30 pc の距離にある地球半径の惑星の 0.45-2.40 μm ストークス I 反射光シミュレーションで、650 AU から (128 x 128) ラスタ、128 個の同時スペクトルチャネル、$R\simeq70$ で観測されました。 別の 0.40-20 μm アーキテクチャレベルの計算では、反射および熱惑星光子、SGL ゲイン、太陽コロナノイズ、機器のバックグラウンド、スループット、滞留時間、および再構成共分散を追跡します。 制御された集団監査では、構造的順方向モデルの不一致により、ブロック順序ガス > 表面 > 雲/経路 > 鉱物 > 較正/SGL が維持され、条件付き情報ゲインの合計が一致モデル値の 0.83 に減少します。 再構成共分散ブラケットにより、(8 x 8) 領域のコアドゲインが 7.77 から 3.00 に減少し、6.7 倍の滞留ペナルティが発生します。 実現可能性の結果は設計スケーリングであり、ミッションの決定ではありません。 イメージングと低解像度マッピングは初期の目標であり、完全な領域分光には同時取得、サブ ppm の有効コロナ較正、測定された再構成共分散、およびブランチ固有の放射測定検証が必要です。 SGL は、表面分解マッピング、領域分光、熱気候診断、および共位置テストへの独自の強力な経路を提供し、ディスク統合前駆観測を超えて居住可能性と可能性のある生物活動の評価を強化する可能性のある空間的、スペクトル的、時間的、および環境的コンテキストを提供します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The Tomimatsu--Sato (TS) family, characterized by the rotation parameter $q$ and the TS index $δ=n,$ provides an important class of exact stationary axisymmetric vacuum solutions of Einstein's equations, whose integrable structure is known to be closely related to the $n$-point Toda molecule hierarchy through the Nakamura Conjecture. However, the set of equations appearing in the Nakamura Conjecture contains not only Hirota bilinear derivatives but also ordinary first-derivative terms, and therefore is not formulated entirely within the conventional bilinear algebra. In this paper we introduce a reduced trilinear formulation based on the reduced sector $(a,b,c)\rightarrow(a,b,1)$ of the $Z_3$-symmetric trilinear Hirota operators. We show that both the Hirota bilinear derivatives and the ordinary derivatives appearing in the Nakamura Conjecture can be rewritten completely within this reduced trilinear framework. Consequently, the set of equations admits a formulation in terms of reduced trilinear operators. We further show that the reduced trilinear formulation naturally inherits a Hirota-type direct method. The conventional bilinear spectral factor $k_i-k_j$ is replaced by the $Z_3$-weighted combinations $k_i+ωk_j$ and $k_i+ω^2k_j$, providing a direct-method structure characteristic of the reduced trilinear hierarchy. These results suggest that the Toda-molecule description of the Tomimatsu--Sato hierarchy may be viewed as a reduced sector of a broader trilinear framework, and provide a new perspective on the integrable structure of stationary axisymmetric gravity. | 回転パラメータ $q$ と TS 指数 $δ=n,$ で特徴付けられる Tomimatsu--Sato (TS) ファミリーは、アインシュタイン方程式の重要なクラスの厳密な定常軸対称真空解を提供します。 その可積分構造は、中村予想を通じて $n$ 点 Toda 分子階層と密接に関連していることが知られています。 しかし、中村予想に現れる方程式群には、広田双線形微分だけでなく、通常の一次微分項も含まれているため、従来の双線形代数では完全に定式化できません。 本論文では、$Z_3$ 対称三線形広田演算子の縮小セクター $(a,b,c)\rightarrow(a,b,1)$ に基づく縮小三線形定式化を導入します。 中村予想に現れる広田双線形微分と通常の微分の両方が、この縮小三線形フレームワーク内で完全に書き換えられることを示します。 その結果、方程式群は縮小三線形演算子による定式化が可能になります。 さらに、縮小三線形定式化が自然に広田型直接法を継承することを示す。 従来の双線形スペクトル因子 $k_i-k_j$ は、$Z_3$ 重み付き組み合わせ $k_i+ωk_j$ および $k_i+ω^2k_j$ に置き換えられ、縮小三線形階層に特徴的な直接法構造を提供する。 これらの結果は、富松-佐藤階層の戸田分子記述がより広範な三線形フレームワークの縮小セクターとして見なせる可能性を示唆し、定常軸対称重力の積分可能な構造に関する新たな視点を提供する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the interplay between thermodynamic phase transitions and the dynamical behavior of quasi-normal modes (QNMs) in weakly nonlinear charged anti-de Sitter black holes. In a non-extended phase space, we identify a reentrant large-small-large(intermediate) phase transition for these black holes. Employing the shooting method to solve the Klein-Gordon equation for a massless scalar field, we compute QNM frequencies across these phases, revealing distinct behaviors in different phases. Specifically, to our knowledge, this is the first report of utilizing QNMs as dynamical probes of thermodynamic phases during reentrant phase transitions including zeroth and first-order transitions. These findings establish QNMs as a powerful dynamical probe for thermodynamic phase transitions, providing new insights into the thermodynamic and dynamical properties of nonlinear charged black holes as well. | 本研究では、弱非線形荷電反ド・ジッターブラックホールにおける熱力学的相転移と準正規モード（QNM）の動的挙動との相互作用を調査する。 非拡張位相空間において、これらのブラックホールについて再入型大-小-大（中間）相転移を特定する。 質量ゼロのスカラー場に対するクライン・ゴルドン方程式をシューティング法を用いて解くことで、これらの相におけるQNM周波数を計算し、異なる相における明確な挙動を明らかにする。 特に、我々の知る限り、これはゼロ次および一次相転移を含む再入型相転移中の熱力学的相の動的プローブとしてQNMを利用した最初の報告である。 これらの知見は、QNMが熱力学的相転移の強力な動的プローブであることを確立し、非線形荷電ブラックホールの熱力学的および動的特性に関する新たな洞察を提供する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| ESA's LISA mission will open a new window onto the gravitational-wave sky by detecting signals from a wide variety of sources in the millihertz frequency band. Among these, galactic binaries are expected to be the most numerous sources observable by LISA. Their analysis and parameter estimation represent a significant challenge, as the signals are expected to strongly overlap in both the time and frequency domains. Conventional Bayesian inference approaches, such as Markov Chain Monte Carlo sampling, are difficult to scale to this setting due to the high dimensionality of the problem and the complicated likelihood landscape which can hinder convergence. In this work, we explore simulation-based inference as a means to perform efficient parameter estimation for single galactic binaries, with a potential extension to the analysis of multiple overlapping sources. Our approach relies on a conditional normalizing flow acting as a neural posterior estimator. The model is trained using samples generated according to a dedicated simulation framework that does not require any likelihood computation. Once trained, the neural posterior estimator enables the generation of thousands of posterior samples per second, again without explicit likelihood evaluation. We first present results for a single source in a narrow frequency band, and then extend the analysis to wider frequency ranges. As a proof of concept, we further investigate the more challenging case of two overlapping sources. These results demonstrate the potential of likelihood-free inference as a scalable alternative to conventional Markov chain Monte Carlo sampling for the analysis of LISA galactic binaries. | ESAのLISAミッションは、ミリヘルツ周波数帯のさまざまなソースからの信号を検出することで、重力波の空への新たな窓を開きます。 これらのソースの中で、銀河連星はLISAで観測可能な最も多くのソースになると予想されています。 信号は時間領域と周波数領域の両方で強く重なり合うと予想されるため、その解析とパラメータ推定は大きな課題となります。 マルコフ連鎖モンテカルロサンプリングなどの従来のベイズ推論アプローチは、問題の高次元性と収束を妨げる可能性のある複雑な尤度ランドスケープのために、この設定に拡張することが困難です。 本研究では、単一の銀河連星の効率的なパラメータ推定を実行する手段としてシミュレーションベースの推論を探求し、複数の重なり合うソースの解析への拡張の可能性を探ります。 私たちのアプローチは、ニューラル事後推定器として機能する条件付き正規化フローに依存しています。 モデルは、尤度計算を必要としない専用のシミュレーションフレームワークに従って生成されたサンプルを使用してトレーニングされます。 一度学習が完了すれば、ニューラル事後推定器は、明示的な尤度評価なしに、毎秒数千の事後サンプルを生成できます。 まず、狭い周波数帯域の単一ソースの結果を示し、次に解析をより広い周波数範囲に拡張します。 概念実証として、2つのソースが重なり合う、より困難なケースについてもさらに調査します。 これらの結果は、尤度フリー推論が、LISA銀河系連星の解析における従来のマルコフ連鎖モンテカルロサンプリングに代わる、拡張性の高い手法となる可能性を示しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The decay of a metastable (false) vacuum plays a crucial role in constraining Standard Model and beyond the Standard Model physics. In particular, it has been shown that gravity can have a significant impact on the calculation of the decay rate. In this context, it is natural to ask whether different but classically equivalent formulations of gravity lead to the same physical predictions. The aim of this paper is to analyze vacuum decay in teleparallel and symmetric teleparallel equivalent formulations of General Relativity (GR), namely TEGR and STEGR. Although these theories describe the same classical dynamics, it is of paramount importance to understand whether this equivalence persists also at the quantum level. In this respect, the analysis of vacuum stability may provide a particularly sensitive testing ground. The central question is whether the decay rate of a false vacuum computed within TEGR or STEGR coincides with the corresponding result obtained in GR. Our analysis shows that the tunneling exponent remains unchanged, offering a non-trivial example in which the equivalence between different formulations of gravity extends beyond classical dynamics. | 準安定（偽）真空の崩壊は、標準模型および標準模型を超える物理を制約する上で重要な役割を果たします。 特に、重力が崩壊率の計算に大きな影響を与えることが示されています。 この文脈では、異なるが古典的に等価な重力の定式化が同じ物理的予測につながるかどうかを問うのは自然なことです。 本論文の目的は、一般相対性理論（GR）のテレパラレルおよび対称テレパラレル等価定式化、すなわちTEGRとSTEGRにおける真空崩壊を分析することです。 これらの理論は同じ古典力学を記述しますが、この等価性が量子レベルでも維持されるかどうかを理解することが極めて重要です。 この点において、真空安定性の分析は特に感度の高い検証の場を提供する可能性があります。 中心的な問題は、TEGRまたはSTEGR内で計算された偽真空の崩壊率が、GRで得られた対応する結果と一致するかどうかです。 私たちの分析は、トンネル指数が変化しないことを示しており、重力の異なる定式化間の等価性が古典力学を超えて拡張される非自明な例を提供しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Next-generation gravitational-wave detectors will require significant improvements in current theoretical waveform models, particularly in the case of asymmetric-mass binaries. Here we provide one such improvement by calculating fully relativistic finite-size effects for small mass ratios -- primarily, fluxes of energy -- including quadratic-in-secondary-spin terms, spin-induced quadrupole terms, and tidally induced quadrupole terms, for quasicircular inspirals of a small companion into a Kerr black hole. We formulate these calculations within a multiscale waveform-generation framework in self-force theory, which could be used, with an energy-balance law we derive, to develop self-contained waveform models for asymmetric binaries involving stars orbiting black holes. Our results could additionally be used to improve other families of waveform models across all mass ratios. We present results both as complete numerical data sets on a Chebyshev grid and as analytical post-Newtonian expansions (to sixth PN order relative to the leading term in each contribution to the flux). | 次世代重力波検出器には、特に非対称質量連星の場合において、現在の理論的な波形モデルの大幅な改善が求められます。 本稿では、カーブラックホールへの小さな伴星の準円軌道螺旋について、質量比が小さい場合の完全相対論的な有限サイズ効果（主にエネルギーの流れ）を計算することで、そのような改善の一つを示します。 これには、伴星のスピンの2次項、スピン誘起四重極項、潮汐誘起四重極項が含まれます。 これらの計算は、自己力理論におけるマルチスケール波形生成フレームワーク内で定式化されており、我々が導出したエネルギーバランス法則と組み合わせることで、ブラックホールを周回する恒星を含む非対称連星の自己完結型波形モデルを開発するために使用できます。 さらに、我々の結果は、あらゆる質量比にわたる他の波形モデル群の改善にも利用できる可能性があります。 我々は、チェビシェフ格子上の完全な数値データセットとして、また解析的なポストニュートン展開（各フラックスへの寄与における主要項に関して6次PN展開まで）として結果を提示する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| It is commonly believed that a quantum field theory of General Relativity requires a non-perturbative formulation. In addition, the background independence of classical General Relativity supplies a physical selection criterion for suitable Hilbert space representations of the corresponding quantum field theory. In this contribution we show that there exist background independent representations of Fock type within the manifestly non-perturbative, canonical approach to quantum gravity. Mandatory for their existence is the presence of suitable matter fields next to the geometry field. In particular, the excitations of the corresponding Fock vacuum necessarily entangles matter and geometry. In this article we use the constraint quantisation method. We compare the resulting Fock incarnation of background independent, non-perturbative canonical quantum gravity with the well known Loop quantum gravity incarnation. One of the most important differences is that the Fock quantum gravity (FQG) Hilbert space, in contrast to the Loop quantum gravity (LQG) Hilbert space, is separable. This has many advantages when attempting to implement the Hamiltonian constraint, also known as Wheeler-DeWitt constraint, as a densely defined quadratic form. | 一般相対性理論の量子場理論は、非摂動的な定式化を必要とするというのが一般的な見解である。 さらに、古典一般相対性理論の背景独立性は、対応する量子場理論の適切なヒルベルト空間表現に対する物理的な選択基準を提供する。 本稿では、明らかに非摂動的な正準量子重力理論において、背景独立なフォック型表現が存在することを示す。 これらの表現が存在するためには、幾何学場に隣接して適切な物質場が存在することが必須である。 特に、対応するフォック真空の励起は、必然的に物質と幾何学を絡み合わせる。 本稿では、制約量子化法を用いる。 結果として得られる背景独立な非摂動正準量子重力理論のフォック表現を、よく知られているループ量子重力理論の表現と比較する。 最も重要な違いの一つは、ループ量子重力理論のヒルベルト空間とは対照的に、フォック量子重力理論（FQG）のヒルベルト空間は分離可能であることである。 これは、ウィーラー・デウィット制約としても知られるハミルトニアン制約を、密に定義された二次形式として実装しようとする際に、多くの利点をもたらします。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The gravitational field of a distant, isolated system is manifested by the conformally invariant Weyl tensor. Thus the conformal structure far from the system encodes the system's gravitational mass. It also encodes the causal structure, thereby linking it to the mass. For asymptotically anti-de Sitter (AdS) spacetimes, this link led to a novel positive mass theorem of Page, Surya, and the second author \cite{PSW} which did not rely on any traditional energy condition. Here we ask whether that theorem has a rigidity case. Specifically, we consider all null geodesics in an asymptotically AdS spacetime that depart from the Penrose conformal infinity, travel through spacetime, and return to conformal infinity. If all such geodesics from a given point refocus at an antipodal point at infinity, is the spacetime conformal to anti-de Sitter space? It is easy to answer the question if the asymptotically AdS spacetime either (i) obeys the null energy condition or (ii) is static, and we give simple proofs in those cases. We also answer the question in the case of globally stationary, asymptotically AdS spacetimes, by applying the theory of magnetic geodesics on the Riemannian manifold-with-boundary obtained by quotienting by the stationary Killing vector field. The question has an analogue for asymptotically flat spacetimes, which we also discuss. | 遠く離れた孤立系の重力場は、共形不変なワイルテンソルによって表されます。 したがって、系から遠く離れた共形構造は、系の重力質量を符号化します。 また、因果構造も符号化し、それによって質量と結び付けます。 漸近的に反ド・ジッター（AdS）時空の場合、この結び付けは、従来のエネルギー条件に依存しない、Page、Surya、および第二著者による新しい正の質量定理[PSW]につながりました。 ここでは、その定理に剛性の場合があるかどうかを問います。 具体的には、漸近的にAdS時空において、ペンローズ共形無限遠から出発し、時空を移動し、共形無限遠に戻るすべてのヌル測地線を考えます。 ある点からのそのような測地線がすべて無限遠の対蹠点に再集束する場合、時空は反ド・ジッター空間と共形でしょうか？漸近的にAdSな時空が(i)ヌルエネルギー条件を満たすか、(ii)静的であるかという問いには容易に答えることができ、これらの場合について簡単な証明を与える。 また、大域的に定常な漸近的にAdSな時空の場合についても、定常キリングベクトル場による商空間化によって得られる境界付きリーマン多様体上に磁気測地線の理論を適用することで、この問いに答える。 この問いは漸近的に平坦な時空にも類似するものがあり、それについても議論する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Hawking radiation is a fundamental result of quantum field theory in curved spacetime, yet its direct observation remains beyond current experimental capabilities. Circuit quantum electrodynamics provides a practical platform for realizing analogue systems where Hawking-like radiation may be studied under controlled laboratory conditions. In this work, we analyze two superconducting-circuit analogues of Schwarzschild black holes: a tunable dc-SQUID transmission line and a SNAIL-based transmission line supporting solitonic solutions of the KdV equation. We investigate the conditions under which these architectures can generate an observable Hawking temperature and study the impact of dissipation and thermal noise using an open quantum systems approach. To assess the observability of the Hawking signal, we propose complementing particle number measurements with estimates of the Hilbert-Schmidt distance to the thermal bath. Our analysis establishes practical detectability thresholds and shows that Hawking temperatures above approximately 73 mK remain distinguishable under realistic experimental conditions. While the tunable transmission line architecture can reach temperatures of about 113 mK and therefore appears more viable, the solitonic model requires further optimization and more demanding experimental conditions. | ホーキング放射は、曲がった時空における量子場理論の基本的な結果であるが、その直接観測は現在の実験能力を超えている。 回路量子電磁力学は、ホーキング放射に類似した放射を制御された実験室条件下で研究できるアナログシステムを実現するための実用的なプラットフォームを提供する。 本研究では、シュワルツシルトブラックホールの2つの超伝導回路アナログ、すなわち、調整可能な直流SQUID伝送線路と、KdV方程式のソリトン解をサポートするSNAILベースの伝送線路を解析する。 これらのアーキテクチャが観測可能なホーキング温度を生成できる条件を調査し、開放量子システムアプローチを用いて散逸と熱雑音の影響を研究する。 ホーキング信号の観測可能性を評価するために、粒子数測定に加えて、熱浴までのヒルベルト・シュミット距離の推定値を用いることを提案する。 本解析により、実用的な検出限界が確立され、約73 mKを超えるホーキング温度は現実的な実験条件下でも識別可能であることが示される。 調整可能な伝送線路構造は、約113mKの温度に達することができ、そのためより実現可能性が高いように見えるが、ソリトンモデルはさらなる最適化とより厳しい実験条件を必要とする。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| It has been noted in the literature that, if post-inflationary reheating is dominated by a stiff fluid with equation of state (EoS) $p>ρ/3$, then the predictions of Starobinsky inflation for the scalar spectral index could be made to agree with measurements from the combined CMB+BAO datasets performed by the Atacama Cosmology Telescope (ACT) and the South Pole Telescope (SPT) collaborations. However, a side-effect of such a stiff epoch is the blue-tilting of the primordial gravitational-wave (GW) spectrum. In this work, we explore the observational consequences of this blue-tilting in three scenarios: (i) a purely stiff-dominated reheating, (ii) a more realistic case where reheating is first dominated by a matter-like fluid (corresponding to inflaton oscillations around the bottom of a quadratic potential well) later followed by a stiff epoch, and (iii) a case analogous to the previous one, but with an earlier radiation-dominated instead of matter-dominated epoch. We show that in all cases the $1σ$ region allowed by recent CMB+BAO data is already excluded by constraints on the amount of radiation present during Big Bang Nucleosynthesis (BBN). Moreover, in a considerable fraction of the remaining $2σ$ region we find that the blue-tilting would be severe enough to make the primordial spectrum detectable in future interferometers such as Einstein Telescope, LISA, DECIGO, and BBO, thus rendering these scenarios testable by these experiments. | 文献では、インフレーション後の再加熱が状態方程式 (EoS) $p>ρ/3$ の硬い流体によって支配される場合、スカラースペクトル指数に関するスタロビンスキーインフレーションの予測は、アタカマ宇宙望遠鏡 (ACT) と南極望遠鏡 (SPT) の共同研究によって行われた CMB+BAO データセットの測定値と一致する可能性があることが指摘されている。 しかし、このような硬い時代の副作用として、原始重力波 (GW) スペクトルの青方偏移が生じる。 この研究では、このブルー傾斜の観測的影響を次の 3 つのシナリオで検討します。 (i) 純粋に硬い物質が支配的な再加熱、(ii) 再加熱が最初に物質のような流体 (二次ポテンシャル井戸の底付近のインフラトン振動に対応) によって支配され、その後硬い物質の時代が続く、より現実的なケース、(iii) 前述のケースに類似しているが、物質が支配的な時代ではなく、放射が支配的な時代が先に到来するケース。 すべてのケースにおいて、最近の CMB+BAO データによって許容される $1σ$ 領域は、ビッグバン元素合成 (BBN) 中に存在する放射量の制約によって既に除外されていることを示します。 さらに、残りの $2σ$ 領域のかなりの部分で、ブルー傾斜が十分に深刻であるため、アインシュタイン望遠鏡、LISA、DECIGO、BBO などの将来の干渉計で原始スペクトルを検出できることがわかりました。 したがって、これらのシナリオはこれらの実験によって検証可能になります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Quadratic couplings between ultralight scalar dark matter and Standard Model fields can produce a distorted dark-matter field profile around the Earth. Gradients in the field induce a non-radial, composition-dependent force that can be suppressed at the Earth's surface while remaining accessible to space-based experiments. The MICROSCOPE satellite, which searched for violations of the equivalence principle, can constrain this force, but existing results assume a radial force, and they cannot be directly translated into an optimal bound in the anisotropic regime. We develop a signal template for this regime by organizing the force into radial and polar multipole coefficients and projecting the force onto the MICROSCOPE measurement axis. We use this template to recast the published MICROSCOPE constraint using the component of the signal that overlaps with the radial-force template. We estimate the sensitivity gain that would be provided by an analysis utilizing the additional non-overlapping signal. Such an analysis could improve sensitivity to the couplings of quadratically coupled scalar dark matter by more than an order of magnitude relative to the radial-force recast for dark matter masses $\gtrsim 10^{-9}$ eV. | 超軽量スカラー暗黒物質と標準模型の場との間の二次結合は、地球周辺の暗黒物質場のプロファイルを歪ませる可能性がある。 場の勾配は、非放射状で組成に依存する力を誘発し、この力は地球表面では抑制されるが、宇宙空間での実験では観測可能である。 等価原理の違反を探索したMICROSCOPE衛星はこの力を制約することができるが、既存の結果は放射状の力を仮定しており、異方性領域における最適な制約に直接変換することはできない。 我々は、力を放射状および極方向の多重極係数に整理し、MICROSCOPEの測定軸に投影することで、この領域における信号テンプレートを開発する。 このテンプレートを用いて、放射状力テンプレートと重なる信号成分を使用して、公表されているMICROSCOPEの制約を再定式化する。 重ならない追加信号を利用した解析によって得られる感度向上を推定する。 このような分析は、暗黒物質の質量が $\gtrsim 10^{-9}$ eV の場合の動径力再キャストと比較して、二次的に結合したスカラー暗黒物質の結合に対する感度を 1 桁以上向上させる可能性がある。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate a dark energy scenario generated by neutrino interactions mediated by a light scalar field, in which finite-temperature corrections induce an effective neutrino mass that evolves with the thermal history of the Universe. Within the framework of Unimodular Gravity, these interactions give rise to a non-conservation current, leading to dynamical dark energy. We study one- and two-neutrino realizations of the model. In the one-neutrino case, the dark energy density evolves monotonically, whereas in the two-neutrino scenario it can reach a maximum at intermediate redshifts before decreasing at late times. Using late time cosmological datasets, we constrain the effective interaction strength for lightest-neutrino masses in the range $0.05 \,{\rm meV}\le m_1 \le 1 \,{\rm meV}$. We find preferred interaction scales of order $G_s\sim10^{12} \, {\rm eV}^{-2}$ with a significance of $2 σ$, with the inferred coupling decreasing as the assumed neutrino mass increases. Assuming neutrino couplings of order unity, this $G_s$ value corresponds to an ultralight mediator with mass $m_φ\sim10^{-6} \, {\rm eV}$. We further assess the impact of Planck distance-prior, finding a noticeable reduction in parameter degeneracies and a reconstructed dark energy evolution closer to that of a cosmological constant. Our results show that neutrino interactions can generate both monotonic and non-monotonic dark energy evolutions while remaining compatible with current cosmological observations. The inferred interaction strengths remain consistent with non-zero values for part of the explored neutrino-mass range, supporting neutrino-induced dark energy dynamics as a viable phenomenological extension of $Λ$CDM at the background level. | 我々は、軽いスカラー場によって媒介されるニュートリノ相互作用によって生成されるダークエネルギーシナリオを調査する。 このシナリオでは、有限温度補正により、宇宙の熱的履歴とともに進化する有効ニュートリノ質量が誘導される。 ユニモジュラー重力の枠組みでは、これらの相互作用は非保存電流を生み出し、動的なダークエネルギーにつながる。 我々は、このモデルの1ニュートリノおよび2ニュートリノ実現を研究する。 1ニュートリノの場合、ダークエネルギー密度は単調に進化するが、2ニュートリノシナリオでは、中間赤方偏移で最大値に達した後、後期に減少する可能性がある。 後期宇宙論データセットを使用して、$0.05 \,{\rm meV}\le m_1 \le 1 \,{\rm meV}$ の範囲の最も軽いニュートリノ質量に対する有効相互作用強度を制約する。 我々は、$G_s\sim10^{12} \, {\rm eV}^{-2}$ 程度の好ましい相互作用スケールを、$2 σ$ の有意性で発見した。 推測される結合は、仮定したニュートリノ質量が増加するにつれて減少する。 ニュートリノ結合がオーダー 1 であると仮定すると、この $G_s$ 値は、質量 $m_φ\sim10^{-6} \, {\rm eV}$ の超軽量媒介粒子に対応する。 我々はさらに、プランク距離事前分布の影響を評価し、パラメータ縮退の顕著な減少と、再構築されたダークエネルギー進化が宇宙定数のそれに近いことを発見した。 我々の結果は、ニュートリノ相互作用が、現在の宇宙論的観測と矛盾することなく、単調および非単調のダークエネルギー進化の両方を生成できることを示している。 推測された相互作用の強さは、調査されたニュートリノ質量範囲の一部でゼロでない値と一致しており、背景レベルでのΛCDMの実現可能な現象論的拡張としてニュートリノ誘起ダークエネルギーダイナミクスを支持している。 |