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| Original Text | 日本語訳 |
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| We characterize all maximally charged black hole spacetimes in $3+1$ dimensions. More precisely, given any initial data set $(M,g,k)$ saturating the mass-charge inequality that satisfies the charged dominant energy condition, we show that $(M,g,k)$ must arise from an isometric embedding into a Majumdar-Papapetrou spacetime. | 我々は、$3+1$次元における最大電荷を持つブラックホール時空をすべて特徴づける。 より正確には、電荷支配エネルギー条件を満たす質量電荷不等式を満たす任意の初期データセット$(M,g,k)$が与えられた場合、$(M,g,k)$はMajumdar-Papapetrou時空への等長埋め込みから生じる必要があることを示す。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Dynamical friction (DF) and gravitational-wave radiation reaction are conventionally treated as distinct dissipative mechanisms acting on a compact object inspiraling through a matter environment. We show that DF is not an additional force but a term at order $q^2ε$ in a covariant multiparameter expansion of the MiSaTaQuWa force equation that vanishes identically in the absence of a particle-induced perturbation of the environment's matter fields, where $q$ and $ε$ are respectively the mass ratio and environmental parameter. As a test of this identification, we evaluate it in weak and adiabatic field limit, solving the polar density-perturbation equation sourced by the particle's own order-$q$ vacuum metric perturbation. The reduction reproduces the Chandrasekhar-Ostriker drag force and predicts two features in strong gravity. An $\ell$-dependent splitting of the wake that only recombines into the Ostriker source in the weak-field limit, and a purely relativistic axial contribution with no Newtonian counterpart. This establishes dynamical friction as an intrinsic piece of self-force theory, extending to strong field, generic orbits, and generic environments, with direct consequences for extreme-mass-ratio inspiral waveform modeling for LISA. | 動的摩擦（DF）と重力波放射反作用は、従来、物質環境を螺旋状に移動するコンパクト天体に作用する別々の散逸機構として扱われてきた。 我々は、DFは追加の力ではなく、MiSaTaQuWa力方程式の共変多パラメータ展開における次数$q^2ε$の項であり、環境の物質場の粒子誘起摂動がない場合には恒等的に消滅することを示す。 ここで、$q$と$ε$はそれぞれ質量比と環境パラメータである。 この同一性の検証として、粒子自身の次数$q$の真空計量摂動によって生じる極性密度摂動方程式を解き、弱場および断熱場の極限で評価する。 この還元により、チャンドラセカール・オストライカー抗力が再現され、強重力における2つの特徴が予測される。 弱場極限でのみオストライカー源に再結合する、$\ell$ に依存するウェイクの分裂と、ニュートン力学的な対応物を持たない純粋に相対論的な軸方向寄与。 これにより、動的摩擦が自己力理論の本質的な要素として確立され、強場、一般的な軌道、一般的な環境にも適用可能となり、LISAの極限質量比インスパイラル波形モデリングに直接的な影響を与える。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Recent advancements in direct detection (DD) experiments stimulate the investigation of the interactions of dark matter (DM) with nucleons and nuclei. In the framework of Composite Higgs Models (CHMs) the lightest Dirac composite particle (LDCP) can be stable composing a significant fraction ξof the observed DM relic abundance. We consider the elastic scattering of the LDCP on nucleons as well as on xenon (Xe) and argon (Ar) nuclei within the CHMs in which the LDCP magnetic moment, its mass and its coupling to the Higgs doublet are suppressed by an approximate U(1) symmetry. The LDCP with non-zero magnetic dipole moment can result in a substantial enhancement of the differential event rate in the DD experiments at low recoil energies of nuclei. Assuming ξ\ge 0.1, we identify the region of the parameter space where such enhancement may be potentially observable. In addition we specify some observables that can be useful in discriminating between the DM fermions with non-zero magnetic moment and other types of dark matter particles which don't have similar electromagnetic properties. | 直接検出（DD）実験の最近の進歩は、暗黒物質（DM）と核子および原子核との相互作用の研究を刺激している。 複合ヒッグスモデル（CHM）の枠組みでは、最も軽いディラック複合粒子（LDCP）は安定であり、観測されたDM残存量のかなりの割合ξを構成する可能性がある。 我々は、LDCPの磁気モーメント、その質量、およびヒッグス二重項との結合が近似的なU(1)対称性によって抑制されるCHM内で、LDCPの核子、キセノン（Xe）原子核、およびアルゴン（Ar）原子核との弾性散乱を考察する。 非ゼロの磁気双極子モーメントを持つLDCPは、原子核の低反跳エネルギーでのDD実験における微分イベント率の大幅な増加をもたらす可能性がある。 ξ\ge 0.1を仮定して、このような増加が潜在的に観測される可能性のあるパラメータ空間の領域を特定する。 さらに、非ゼロの磁気モーメントを持つダークマターフェルミオンと、同様の電磁気的特性を持たない他のタイプのダークマター粒子を区別するのに役立ついくつかの観測量についても具体的に示す。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The density profiles of Dark matter (DM) halos carry imprints of the DM nature and may be constrained through the lensing effects on gravitational waves (GWs) arising from the halo gravitational potential. In this paper, we investigate GW lensing by two representative types of halo density profiles, i.e., the generalized Navarro-Frenk-White (gNFW) density profile and the Einasto density profile. Using the gravitational lensing equation, we first examine the parameter-space distribution and the imaging characteristics of both profiles under strong lensing, partitioning the parameter space into distinct regions according to the Morse index. We then conduct a detailed analysis of the modulus $\big|F\big|$ and phase $\mathrm{Arg}(F)$ of the amplification factor $F\big(w,y\big)$ at low frequency regime. Our results show that, for a fixed lens mass , increasing the gNFW slope $γ$ leads to a larger amplitude, more rapid oscillation, and more distinct wave-packet morphology in the multiple-image regime. Compared with the gNFW case, the Einasto case (with $α=0.16$, $y<0.6$, and the same $M_{200}$) produces a stronger lensing effect. Notably, the evolution of $F\big(w,y\big)$ with frequency for the Einasto profile differs from that of the gNFW case, making its behavior particularly distinctive. | ダークマター（DM）ハローの密度プロファイルはDMの性質の痕跡を帯びており、ハローの重力ポテンシャルから生じる重力波（GW）に対するレンズ効果によって制約を受ける可能性がある。 本論文では、代表的な2種類のハロー密度プロファイル、すなわち一般化ナバロ・フレンク・ホワイト（gNFW）密度プロファイルとエイナスト密度プロファイルによるGWレンズ効果を調査する。 重力レンズ方程式を用いて、まずモース指数に従ってパラメータ空間を異なる領域に分割し、強いレンズ効果下における両プロファイルのパラメータ空間分布とイメージング特性を調べる。 次に、低周波数領域における増幅係数F(w,y)の絶対値$\big|F\big|$と位相$\mathrm{Arg}(F)$の詳細な解析を行う。 我々の結果は、レンズ質量が一定の場合、gNFW の傾き $γ$ を大きくすると、多重像領域で振幅が大きくなり、振動が速くなり、波束の形態がより明確になることを示している。 gNFW の場合と比較して、Einasto の場合 ($α=0.16$、$y<0.6$、および同じ $M_{200}$) は、より強いレンズ効果を生み出す。 注目すべきは、Einasto プロファイルの周波数に対する $F\big(w,y\big)$ の変化が gNFW の場合と異なり、その挙動が特に特徴的であることである。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The advent of ground-based gravitational wave detectors has significantly improved the detection of faint gravitational wave signals. However, these detectors are affected by various types of transient noise, known as glitches, which can mimic true gravitational wave signals and limit detector sensitivity. Classifying glitches according to their time-frequency characteristics not only facilitates a deeper understanding of their origins, but also supports their mitigation on data to maintain data quality. While supervised machine learning methods are commonly employed for glitch classification, they require the labelling of training datasets obtained through manual annotation, a process which is costly and not scalable for evolving detectors. In order to address this challenge, the present study investigates unsupervised deep learning methods for dimensionality reduction and clustering of glitch spectrogram images. In this study, three distinct approaches are applied and compared using data from the KAGRA detector's O3GK run. The findings of this study demonstrate that deep learning-based feature extraction significantly enhances the clustering performance compared to traditional machine learning methods. This study presents an initial analysis of the KAGRA glitch dataset using unsupervised deep learning, highlighting the potential of this approach for efficient and scalable glitch classification in future observation runs. | 地上重力波検出器の登場により、微弱な重力波信号の検出が大幅に改善されました。 しかし、これらの検出器は、グリッチと呼ばれるさまざまなタイプの過渡ノイズの影響を受け、グリッチは真の重力波信号を模倣し、検出器の感度を制限します。 グリッチを時間周波数特性に基づいて分類することは、その発生源をより深く理解するのに役立つだけでなく、データ品質を維持するためにデータ上のグリッチを軽減するのにも役立ちます。 グリッチの分類には教師あり機械学習法が一般的に用いられますが、手動アノテーションによって得られたトレーニングデータセットにラベルを付ける必要があり、これはコストがかかり、進化する検出器には拡張性がありません。 この課題に対処するため、本研究では、グリッチスペクトログラム画像の次元削減とクラスタリングのための教師なし深層学習法を調査します。 本研究では、KAGRA検出器のO3GKランのデータを使用して、3つの異なるアプローチを適用し、比較します。 本研究の結果は、深層学習に基づく特徴抽出が、従来の機械学習手法と比較してクラスタリング性能を大幅に向上させることを示している。 本研究では、教師なし深層学習を用いたKAGRAグリッチデータセットの初期分析を行い、今後の観測における効率的かつスケーラブルなグリッチ分類のためのこのアプローチの可能性を強調する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Symmetric teleparallel gravity provides an alternative description of gravitation in which non-metricity replaces curvature and torsion. Its extension through $f(Q)$ gravity offers a different geometric description of the late-time expansion of the Universe and its accelerated phase. In this work, we investigate two $f(Q)$ models, a normalized power-law model and a square-root exponential model, and test their ability to describe the late-time expansion history. We constrain the model parameters through Markov chain Monte Carlo analyses using Cosmic Chronometer measurements, DESI DR2 baryon acoustic oscillations, strong-lensing time-delay observations, and three Type Ia supernova compilations, Pantheon$^+$, Union 3.0, and DES Y5. We compare both models with the flat $Λ$CDM model using the minimum $χ^2$, Akaike information criterion, and Bayesian information criterion. The square-root exponential model provides a better statistical fit than $Λ$CDM for the combinations of Cosmic Chronometer, DESI DR2, and strong-lensing time-delay data with Pantheon$^+$ and Union 3.0, with improvements in both the goodness of fit and information criteria. The normalized power-law model remains statistically competitive with $Λ$CDM for the supernova-inclusive combinations, although the information criteria do not favor its additional parameter. We also determine the transition redshift from cosmic deceleration to acceleration for both models, obtaining consistent values across the different dataset combinations. The transition redshifts agree with observational estimates of the cosmic acceleration epoch. Overall, our results support $f(Q)$ gravity as a viable alternative to $Λ$CDM for explaining the late-time accelerated expansion of the Universe without requiring a cosmological constant. | 対称テレパラレル重力は、曲率とねじれを非計量性で置き換える重力の代替記述を提供する。 $f(Q)$重力によるその拡張は、宇宙の後期膨張とその加速段階の異なる幾何学的記述を提供する。 本研究では、正規化されたべき乗則モデルと平方根指数モデルの2つの$f(Q)$モデルを調査し、後期膨張の歴史を記述する能力を検証する。 我々は、宇宙クロノメーターの測定値、DESI DR2バリオン音響振動、強い重力レンズによる時間遅延観測、および3つのIa型超新星コンパイル（Pantheon$^+$、Union 3.0、DES Y5）を用いたマルコフ連鎖モンテカルロ解析によってモデルパラメータを制約する。 我々は、最小$χ^2$、赤池情報量規準、およびベイズ情報量規準を用いて、両方のモデルを平坦な$Λ$CDMモデルと比較する。 平方根指数モデルは、宇宙クロノメーター、DESI DR2、および強重力レンズによる時間遅延データとPantheon$^+$およびUnion 3.0の組み合わせにおいて、適合度と情報量規準の両方で改善が見られ、ΛCDMよりも優れた統計的適合性を示します。 正規化されたべき乗則モデルは、超新星を含む組み合わせにおいてΛCDMと統計的に同等の性能を維持していますが、情報量規準では追加パラメータが有利とはなっていません。 また、両モデルについて宇宙の減速から加速への遷移赤方偏移を決定し、異なるデータセットの組み合わせ間で一貫した値を得ました。 遷移赤方偏移は、宇宙加速期の観測推定値と一致しています。 全体として、我々の結果は、宇宙定数を必要とせずに宇宙の後期加速膨張を説明する上で、ΛCDMに代わる実行可能な代替モデルとしてf(Q)重力を支持するものです。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this work we introduce exact cosmological solutions in General Relativity in (3+1) dimensions which take into account both the usual fluid component as well as a superfluid component describing superfluid Pionic vortices. Such superfluid vortices are source of inhomogeneities which can be treated exactly, no perturbation theory is required. These analytic solutions are relevant to obtain a non-perturbative description of inhomogeneities in cosmology. We discuss the peculiar effects of these hadronic inhomogeneities on the propagation of electromagnetic fields on such cosmological backgrounds analyzing possible observable effects. Finally, the properties that the effective superfluid satisfy for such solutions to exist are discussed, together with possible extensions of this family of solutions. | 本研究では、(3+1)次元の一般相対性理論における厳密な宇宙論的解を導入します。 この解は、通常の流体成分と、超流動パイオニック渦を記述する超流動成分の両方を考慮に入れています。 このような超流動渦は、摂動論を必要としない厳密な不均一性の原因となります。 これらの解析解は、宇宙論における不均一性の非摂動的な記述を得る上で重要です。 これらのハドロン的不均一性が、このような宇宙論的背景における電磁場の伝播に及ぼす特異な影響について、観測可能な影響を分析しながら議論します。 最後に、このような解が存在するために有効超流動が満たすべき性質と、この解の族の拡張の可能性について議論します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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High-resolution observations are expected to probe the photon-ring structure of black hole images. The critical curve is the geometrically defined limiting locus on the observer's screen toward which successive higher-order photon subrings accumulate. For a Kerr black hole, the shape of this limiting curve depends on the dimensionless spin parameter $a$ and the inclination angle $i$. We investigate whether these parameters can be determined uniquely from a connected positive-length segment of the critical curve when the segment's position and orientation on the screen are unknown. For rotating non-extremal Kerr black holes with $0| 高解像度観測により、ブラックホール像の光子リング構造が解明されると期待されている。 臨界曲線は、観測者のスクリーン上で幾何学的に定義された限界軌跡であり、連続する高次の光子サブリングがそこに蓄積される。 カーブラックホールの場合、この限界曲線の形状は無次元スピンパラメータ $a$ と傾斜角 $i$ に依存する。 我々は、スクリーン上のセグメントの位置と向きが不明な場合、臨界曲線の連結された正の長さのセグメントからこれらのパラメータを一意に決定できるかどうかを調べる。 $0 | |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In low-regularity spacetimes and Lorentzian length spaces, achronal causal curves play the role of null (pre-)geodesics. Because of the lack of a geodesic equation, they do not come with a canonical parametrization. In this context, we discuss a notion of affine parametrization via limits of affinely parametrized timelike geodesics. However, we point out a major drawback: an example where this approximation procedures gives a non-unique result, in a way that even completeness or incompleteness of the limit null geodesic is not well-defined. This example involves discontinuous gluing of two Lorentzian metrics across a null hypersurface to give a well-behaved Lorentzian length space and as such is, just like the parametrization problem itself, manifestly Lorentzian. In view of this, we explore possibilities for a Penrose-type singularity theorem using timelike geodesics. | 低正則時空およびローレンツ長空間において、非時間的因果曲線はヌル（前）測地線の役割を果たします。 測地線方程式が存在しないため、これらの曲線には標準的なパラメータ化が伴いません。 この文脈において、アフィンパラメータ化された時間的測地線の極限によるアフィンパラメータ化の概念について議論します。 しかしながら、大きな欠点を指摘します。 それは、この近似手順が一意でない結果を与える例であり、極限ヌル測地線の完全性または不完全性さえも明確に定義されないというものです。 この例では、ヌル超曲面を横切る2つのローレンツ計量の不連続な貼り合わせによって、良好な性質を持つローレンツ長空間が得られ、そのため、パラメータ化問題自体と同様に、明らかにローレンツ的です。 この点を踏まえ、時間的測地線を用いたペンローズ型特異点定理の可能性を探ります。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Bondi showed in 1957 that bodies of opposite active gravitational mass self-accelerate: the negative chases the positive it repels, and the pair runs off together. We evolve this "Bondi dipole" in $3+1$ numerical relativity: two complex scalars share identical Klein-Gordon dynamics; only the phantom enters Einstein's equations with a minus sign -- inertial and passive masses positive, active mass negative. Across a matrix of thirty-four evolutions -- runaway pairs, controls, and parameter scans -- a mass-matched pair released at rest accelerates as a unit. The midpoint moves $3.00\pm0.01$ by $t=200$ with the separation held to 1%, and reaches a speed of $0.056c$ by $t=400$ with the acceleration steady to 2%; the total signed momentum holds at zero to $\lesssim 1$%. The force is gravity on both of its axes: $a\propto d^{-2.03\pm0.01}$ over $d=8$ to $20$, $a\propto M^{0.97\pm0.06}$ over a factor $2.5$ in mass, and $a\,d^2/\bar{M}=1$ within 2.4% on the equal-mass ladder. Swapping the sectors inverts the acceleration to two parts in $10^5$; gauge, solver-depth and mesh variations move the drift by $\lesssim 0.01$% and box doubling by 4%; same-sign control pairs hold their centroids to $\lesssim 8\times10^{-4}$ even while merging. The runaway carries no detectable gravitational radiation: the signed dipole cannot radiate, the quadrupole's $\ddot{Q}$ is constant, and the measured $\ell=2$ amplitude falls as $r^{-4.8}$ -- near zone, not flux. The phantom star is, to our knowledge, the first asymptotically flat body of negative ADM mass evolved in numerical relativity; alone it survives to $t=1000$, slowly relaxing outward. | ボンディは1957年に、反対の能動重力質量を持つ物体は自己加速することを示した。 つまり、負の質量が反発する正の質量を追いかけ、ペアは一緒に走り去る。 我々は、この「ボンディ双極子」を3+1数値相対論で発展させる。 2つの複素スカラーは同一のクライン・ゴルドン力学を共有する。 ファントムだけがマイナス符号でアインシュタイン方程式に入る。 慣性質量と受動質量は正、能動質量は負である。 34の発展（暴走ペア、制御、パラメータスキャン）のマトリックス全体にわたって、静止状態から解放された質量が一致するペアはユニットとして加速する。 中間点はt=200までに3.00±0.01だけ移動し、分離は1%に保たれ、t=400までに0.056cの速度に達し、加速は2%に一定である。 全符号付き運動量は0から1%未満に保たれる。 力は両軸で重力であり、$d=8$から$20$までは$a\propto d^{-2.03\pm0.01}$、質量が$2.5倍の場合は$a\propto M^{0.97\pm0.06}$、等質量ラダーでは$a\,d^2/\bar{M}=1$が2.4%以内です。 セクターを交換すると、加速度が$10^5$の2つの部分に反転します。 ゲージ、ソルバーの深さ、メッシュの変動により、ドリフトは$\lesssim 0.01$%、ボックスの倍増は4%移動します。 同じ符号の制御ペアは、マージ中であっても重心を$\lesssim 8\times10^{-4}$に維持します。 暴走星は検出可能な重力波を伴わない。 符号付き双極子は放射できず、四重極の $\ddot{Q}$ は一定であり、測定された $\ell=2$ 振幅は $r^{-4.8}$ に比例して減少する（フラックスではなく近距離領域）。 我々の知る限り、この幻の星は数値相対論で進化した最初の漸近的に平坦な負の ADM 質量の天体であり、$t=1000$ まで単独で存続し、ゆっくりと外側に緩和していく。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We extend the earlier analysis of cosmic censorship and the Weak Gravity Conjecture (WGC) in Einstein--Maxwell-dilaton (EMD) theory by performing a complete higher-order Sorce--Wald gedankenexperiment on the static charged Gibbons--Maeda--Garfinkle--Horowitz--Strominger (GMG) black hole. In the probe limit, an extremal GMG black hole can apparently be overcharged by a test particle, seemingly violating the weak cosmic censorship conjecture (WCCC), which is nothing but first-order variational identity in the Iyer--Wald formalism. This window can be closed by either incorporating backreaction via the Hoop Conjecture or further including second-order variational identities. In this paper, we explicitly compute third-order variational identities. The extremality parameter eta remains non-negative to the third perturbative orders confirming WCCC protection, regardless of the apparent failure of all-order generalization, model-independent proof of Lu, et al.. We further incorporate the Swampland Distance Conjecture (SDC): the resulting infinite tower of light charged states discharges any would-be overcharged configuration on a timescale tau much less than 2M, exponentially faster than a horizon can be destroyed, reinforcing WCCC in dynamical regimes and strongly relaxing the original WGC charge-to-mass bound. | アインシュタイン・マックスウェル・ダイラトン（EMD）理論における宇宙検閲と弱重力予想（WGC）の以前の解析を拡張し、静電荷を持つギボンズ・マエダ・ガーフィンクル・ホロウィッツ・ストロミンガー（GMG）ブラックホールに対して完全な高次ソース・ウォルド思考実験を実行する。 プローブ極限では、極限GMGブラックホールはテスト粒子によって過剰に電荷を帯びる可能性があり、これは一見、アイヤー・ウォルド形式における一次変分恒等式に他ならない弱宇宙検閲予想（WCCC）に違反しているように見える。 この窓は、フープ予想による反作用を組み込むか、さらに二次変分恒等式を含めることによって閉じることができる。 本論文では、三次変分恒等式を明示的に計算する。 極値パラメータ eta は、3 番目の摂動次数まで非負のままであり、Lu らによるモデルに依存しない証明の全次数一般化の明らかな失敗に関わらず、WCCC 保護が確認されます。 さらに、Swampland Distance Conjecture (SDC) を組み込みます。 結果として生じる無限の軽い荷電状態のタワーは、2M よりはるかに小さい時間スケール tau で過充電構成を放電し、地平線が破壊されるよりも指数関数的に速く、動的領域で WCCC を強化し、元の WGC の電荷対質量境界を大幅に緩和します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Galactic binaries are expected to be the most numerous long-lived sources in the Laser Interferometer Space Antenna (LISA) data stream and are commonly modeled as quasi-circular, nearly monochromatic systems. In this work we present \texttt{eGB-multi}, a fast time-domain eccentric Galactic-binary waveform package for LISA. The package combines a post-Newtonian-accurate quasi-Keplerian eccentric source model with a time-domain LISA response, evaluating the signal on the retarded one-way links and then constructing time-delay interferometry observables. Its modular implementation allows the user to switch between different levels of orbital description, ranging from Newtonian closed eccentric orbits and relativistically precessing eccentric orbits incorporating the 1PN-accurate periastron advance, to precessing and shrinking eccentric orbits that additionally account for gravitational radiation reaction at leading quadrupolar order. The framework also provides an automatic evolution mode, in which the appropriate level of orbital dynamics is selected based on a pre-defined mismatch tolerance. We employ this framework to quantify the regimes in which orbital eccentricity renders the commonly adopted quasi-circular approximation for Galactic binaries inadequate. | 銀河連星は、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）のデータストリームにおいて最も多く存在する長寿命の光源であると予想されており、一般的に準円形でほぼ単色系のシステムとしてモデル化されています。 本研究では、LISA用の高速時間領域偏心銀河連星波形パッケージである\texttt{eGB-multi}を紹介します。 このパッケージは、ポストニュートン精度の準ケプラー偏心光源モデルと時間領域LISA応答を組み合わせ、遅延した片方向リンクで信号を評価し、時間遅延干渉計観測量を構築します。 モジュール式の実装により、ユーザーは、ニュートン閉偏心軌道や、1PN精度の近星点前進を取り入れた相対論的歳差偏心軌道から、主要な四重極次数で重力放射反作用も考慮した歳差および収縮偏心軌道まで、さまざまなレベルの軌道記述を切り替えることができます。 このフレームワークは、自動進化モードも備えており、事前に定義された不一致許容値に基づいて適切な軌道力学レベルが選択されます。 私たちはこのフレームワークを用いて、軌道離心率が銀河系連星系に対して一般的に採用されている準円軌道近似を不十分にする領域を定量化します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We explore the phenomenological viability of non-minimally coupled Weyl connection gravity by confronting its static, spherically symmetric black hole solutions with classical weak-field Solar System tests and stellar-orbit observations near Sgr A*. In this geometric framework, non-metricity is encoded via a Weyl vector field, giving rise to two distinct families of Schwarzschild-like vacuum solutions characterized by a free parameter \(ω\) with dimensions of length. We compute the corrections to four classical observables---gravitational redshift, Mercury's perihelion advance, light deflection, and radar echo delay---and derive stringent lower bounds on \(ω\) using current observational data. For Solution I (purely radial Weyl vector), the leading metric corrections scale as \(1/ω\), yielding bounds as strong as \(ω\gtrsim 10^{30}\) m from perihelion precession. For Solution II (time-radial Weyl vector), the corrections scale as \(1/ω^2\), resulting in weaker constraints, with \(ω\gtrsim 10^{20}\) m from the same test. This marked difference arises from the distinct behavior of the linear corrections in each solution: while Solution I exhibits an unsuppressed linear term \(2r/ω\) that dominates in the Solar System regime, Solution II features a linear term suppressed by an additional factor of \(M/ω\), making the quadratic term \(-r^2/4ω^2\) dominant throughout. We then analyze stellar orbits near the Galactic Center, finding that current observations of the S2 star provide complementary constraints on both solutions. (...) | 我々は、静的で球対称なブラックホール解を古典的な弱場太陽系テストおよびSgr A*近傍の恒星軌道観測と比較することにより、非最小結合ワイル接続重力の現象論的妥当性を探究する。 この幾何学的枠組みでは、非計量性はワイルベクトル場を介して符号化され、長さの次元を持つ自由パラメータ\(ω\)によって特徴付けられる2つの異なるシュワルツシルト型真空解のファミリーが生じる。 我々は、重力赤方偏移、水星の近日点移動、光の偏向、およびレーダーエコー遅延という4つの古典的な観測量に対する補正を計算し、現在の観測データを使用して\(ω\)の厳密な下限を導出する。 解I（純粋に半径方向のワイルベクトル）の場合、主要な計量補正は\(1/ω\)に比例し、近日点歳差から\(ω\gtrsim 10^{30}\) mという強い下限が得られる。 解 II (時間半径方向ワイルベクトル) の場合、補正は \(1/ω^2\) に比例し、制約が弱くなり、同じテストから \(ω\gtrsim 10^{20}\) m となります。 この顕著な違いは、各解における線形補正の異なる挙動に起因します。 解 I では、太陽系領域で支配的な抑制されていない線形項 \(2r/ω\) が現れるのに対し、解 II では、線形項が追加の係数 \(M/ω\) によって抑制され、二次項 \(-r^2/4ω^2\) が全体を通して支配的になります。 次に、銀河中心付近の恒星軌道を解析し、S2 星の現在の観測が両方の解に対して相補的な制約を与えることを発見しました。 (...) |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Quantum simulators based on Bose-Einstein condensates (BECs) provide a powerful platform to study relativistic quantum-field phenomena in the lab and in particular emulate relativistic analog particle detectors. However, such detectors typically couple to excitations beyond the acoustic phonon regime, so that the nonlinear Bogoliubov dispersion introduces corrections that cause the effective relativistic description to break down. We propose to overcome this limitation using an intrinsically momentum-selective Unruh-DeWitt detector model in which a tweezer-trapped atom couples to the condensate through a multimode optical cavity. Although the atom is effectively pointlike, the cavity-mediated interaction kernel causes it to sample density fluctuations over a controllable finite region of the BEC equivalent to a finite-size detector. The effective detector size is tunable via the cavity mode structure determining a controllable momentum cutoff that filters out nonphononic excitations. We analytically calculate the response of such a detector for uniform linear acceleration and uniform circular motion and show that this momentum selectivity can enhance the signal at experimentally accessible accelerations. Compatible with existing cavity-QED platforms our scheme thus provides a versatile setting for analog quantum-field measurements or relativistic quantum-information protocols. | ボーズ・アインシュタイン凝縮体（BEC）に基づく量子シミュレータは、実験室で相対論的量子場現象を研究するための強力なプラットフォームを提供し、特に相対論的アナログ粒子検出器をエミュレートします。 しかし、このような検出器は通常、音響フォノン領域を超える励起と結合するため、非線形ボゴリューボフ分散によって補正が生じ、有効な相対論的記述が破綻します。 本稿では、この制限を克服するために、ピンセットで捕捉された原子がマルチモード光共振器を介して凝縮体と結合する、本質的に運動量選択的なUnruh-DeWitt検出器モデルを提案します。 原子は実質的に点状ですが、共振器を介した相互作用カーネルにより、有限サイズの検出器に相当する、制御可能な有限領域のBEC上の密度ゆらぎをサンプリングします。 有効な検出器サイズは、非フォノン励起をフィルタリングする制御可能な運動量カットオフを決定する共振器モード構造によって調整可能です。 我々は、このような検出器の応答を、一様な直線加速度と一様な円運動に対して解析的に計算し、この運動量選択性によって、実験的にアクセス可能な加速度において信号が増強されることを示す。 既存のキャビティQEDプラットフォームと互換性のある本方式は、アナログ量子場測定や相対論的量子情報プロトコルのための汎用性の高い環境を提供する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The existence of supermassive black holes with masses $M\gtrsim10^9\,M_{\odot}$ and large dimensionless spins $χ\sim0.9-0.99$ at high redshift remains a challenge to our understanding of the early Universe. In this work, we study the adiabatic co-evolution of a Kerr black hole seed surrounded by two ultralight scalar dark matter clouds occupying different bound states, and show that this configuration allows the black hole to grow into the supermassive mass range while imprinting a characteristic final spin. The evolution proceeds through two stages. During the first stage, a spherical cloud described by the $\ell=0$ mode is completely depleted through a runaway dark-to-black accretion mechanism on a timescale of hundreds of millions of years for boson masses $μ\sim10^{-18}-10^{-17}\,\mathrm{eV}$. Since the accreted material does not carry angular momentum, the black hole spin is universally driven to $χ\simeq0$, independently of its initial spin. Throughout this stage, the second cloud, described by the $\ell=m=1$ mode, remains in the superradiant regime with negligible evolution. However, once the first stage is completed, this cloud transitions to the accreting regime, rapidly transferring both mass and angular momentum to the black hole. Starting from $χ\simeq0$, the black hole spin increases until the evolution self-consistently saturates close to the threshold $χ_{\rm sat}$, defined by the condition $Ω_H(χ_{\rm sat})=μ$, on an e-folding timescale of thousands of years, orders of magnitude shorter than the first stage. This final saturation spin is largely independent of both the initial black hole spin and the mass of the secondary cloud, providing a spin-imprinting mechanism in which the primordial spin is first erased by spherical accretion and then reset to a value determined only by the boson mass and the final black hole mass. | 高赤方偏移で質量 $M\gtrsim10^9\,M_{\odot}$ と大きな無次元スピン $χ\sim0.9-0.99$ を持つ超大質量ブラックホールの存在は、初期宇宙の理解に対する課題として残っています。 この研究では、異なる束縛状態を占める 2 つの超軽量スカラー暗黒物質雲に囲まれたカーブラックホールシードの断熱共進化を研究し、この構成によりブラックホールが特徴的な最終スピンを刻み込みながら超大質量範囲まで成長できることを示します。 進化は 2 つの段階を経て進行します。 最初の段階では、ボソン質量 $μ\sim10^{-18}-10^{-17}\,\mathrm{eV}$ の場合、数億年の時間スケールで $\ell=0$ モードによって記述される球状雲が完全に枯渇し、暴走暗黒物質から黒物質への降着メカニズムによって枯渇します。 降着物質は角運動量を持たないため、ブラックホールのスピンは初期スピンに関係なく、常に $χ\simeq0$ に収束します。 この段階を通して、$\ell=m=1$ モードによって記述される第 2 の雲は、進化がほとんどない超放射領域にとどまります。 しかし、第 1 段階が完了すると、この雲は降着領域に移行し、質量と角運動量の両方をブラックホールに急速に伝達します。 $χ\simeq0$ から始まるブラックホールのスピンは、数千年の e-folding 時間スケールで、第 1 段階よりも桁違いに短い時間スケールで、条件 $Ω_H(χ_{\rm sat})=μ$ で定義される閾値 $χ_{\rm sat}$ の近くで自己整合的に飽和するまで増加します。 この最終的な飽和スピンは、初期のブラックホールのスピンと二次雲の質量の両方にほとんど依存せず、原始スピンが球状降着によって最初に消去され、その後、ボソンの質量と最終的なブラックホールの質量のみによって決定される値にリセットされるというスピン刻印メカニズムを提供する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Previous work has shown that first-order Palatini gravity may be cast as a non-conservative Herglotz Lagrangian field theory, which excludes the conformal mode from its space of dynamical variables. In the present work, we analyse the role of the $SO(1,3)$ gauge connection in the construction of this action-dependent theory. The connection may be decomposed into `shape' and `scale' pieces, where only the former is retained within the Herglotz theory, while the latter is incorporated into the action-dependent sector. It is shown that the choice of connection decomposition is a space that can be smoothly parameterised. Such an observation leads to the finding that there exists a `moduli space of frictional field theories', in which each point corresponds to a distinct splitting of the shape and scale connection dynamics. Movement within the moduli space transitions between Herglotz Lagrangians whose on-shell dynamics all reproduce first-order Palatini gravity. The distinction lies in how the reproduction of the scale dynamics of the original theory is partitioned between action dependence and dynamical torsion. | これまでの研究では、1次パラティーニ重力は、共形モードを力学的変数の空間から除外する非保存的なヘルグロッツ・ラグランジアン場理論として定式化できることが示されてきた。 本研究では、この作用依存理論の構築における$SO(1,3)$ゲージ接続の役割を分析する。 この接続は「形状」と「スケール」の部分に分解でき、前者はヘルグロッツ理論内に保持され、後者は作用依存セクターに組み込まれる。 接続分解の選択は、滑らかにパラメータ化できる空間であることが示される。 このような観察から、「摩擦場理論のモジュライ空間」が存在することが発見され、その空間では各点が形状とスケールの接続ダイナミクスの明確な分割に対応する。 モジュライ空間内での動きは、オンシェルダイナミクスがすべて1次パラティーニ重力を再現するヘルグロッツ・ラグランジアン間の遷移である。 その違いは、元の理論のスケールダイナミクスの再現が、作用依存性と動的ねじれの間でどのように分割されるかという点にある。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the thermodynamic properties, Joule-Thomson expansion, and microscopic structure of a dyonic Reissner-Nordström-AdS black hole in nonlinear electrodynamics surrounded by quintessence. Within the extended phase-space formalism, analytical expressions for the mass, Hawking temperature, equation of state, heat capacity, Gibbs free energy, Joule-Thomson coefficient, and Ruppeiner curvature are derived. The effects of the nonlinear-electrodynamics parameter $ω$, the quintessence parameters $(c,ε)$, the dyonic charge $Q$, and the pressure $P$ are systematically investigated. The temperature profiles and equation of state exhibit a Van der Waals--like phase structure, with critical points strongly modified by the quintessence and nonlinear electrodynamivs contributions. The heat capacity and Gibbs free energy further reveal the corresponding thermodynamic stability and phase-transition behaviour. The Joule-Thomson analysis shows distinct cooling and heating regions separated by inversion points. In particular, quintessence generally lowers the critical and inversion temperatures, while increasing the charge and varying the nonlinear parameter significantly deform the inversion structure. The Ruppeiner curvature exhibits pronounced peaks and sign changes near critical regions, indicating strong thermodynamic correlations and alternating attractive and repulsive effective microscopic interactions. The limiting cases $ω\sim 1$, $c\sim 0$, and $Q\sim 0$ consistently recover the corresponding Maxwell, no-quintessence, and neutral black hole behaviours. These results demonstrate that the combined effects of nonlinear electrodynamics, dyonic charge, quintessence, and AdS pressure substantially reshape both the macroscopic phase structure and the effective microscopic interactions of the black hole. | 非線形電気力学においてクインテッセンスに囲まれたダイオン・ライスナー・ノルドシュトロム・AdSブラックホールの熱力学的性質、ジュール・トムソン膨張、および微視的構造を調査する。 拡張位相空間形式論を用いて、質量、ホーキング温度、状態方程式、比熱、ギブズ自由エネルギー、ジュール・トムソン係数、およびルッパイナー曲率の解析的表現を導出する。 非線形電気力学パラメータ$ω$、クインテッセンスパラメータ$(c,ε)$、ダイオン電荷$Q$、および圧力$P$の影響を系統的に調査する。 温度プロファイルと状態方程式はファンデルワールスのような相構造を示し、臨界点はクインテッセンスと非線形電気力学の寄与によって大きく変化する。 比熱とギブズ自由エネルギーは、対応する熱力学的安定性と相転移挙動をさらに明らかにする。 ジュール・トムソン解析は、反転点によって分離された明確な冷却領域と加熱領域を示す。 特に、クインテッセンスは一般的に臨界温度と反転温度を低下させる一方、電荷の増加と非線形パラメータの変化は反転構造を大きく変形させる。 ルッパイナー曲率は臨界領域付近で顕著なピークと符号変化を示し、強い熱力学的相関と、引力と斥力が交互に現れる有効な微視的相互作用を示唆している。 極限ケースである$ω\sim 1$、$c\sim 0$、$Q\sim 0$は、対応するマックスウェル、クインテッセンスなし、中性ブラックホールの挙動を一貫して再現する。 これらの結果は、非線形電気力学、ダイオン電荷、クインテッセンス、およびAdS圧力の複合効果が、ブラックホールの巨視的相構造と有効な微視的相互作用の両方を大きく変化させることを示している。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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We study static and spherically symmetric traversable wormholes in $f(T,τ)$ gravity, where the torsion scalar $T$ is coupled to the trace $τ$ of the matter energy--momentum tensor. We consider the linear model $f(T,τ)=T+βτ$ with an anisotropic fluid and the mean-pressure matter Lagrangian $\Lm=\Pmean=(p_r+2p_t)/3$. The field equations are obtained for the Morris--Thorne geometry without fixing the redshift or shape function at the outset. For a constant redshift function, the energy-condition problem takes a simple form. On the branch $β>8π$ and for $b(r)>0$, the energy density together with the null, weak, and strong energy conditions is satisfied throughout the spacetime if and only if $r b(r)$ is non-increasing. The same condition also implies asymptotic flatness, $b(r)| 我々は、ねじれスカラー $T$ が物質エネルギー運動量テンソルのトレース $τ$ と結合している $f(T,τ)$ 重力における静的で球対称な通過可能なワームホールを研究する。 我々は、異方性流体と平均圧力物質ラグランジアン $\Lm=\Pmean=(p_r+2p_t)/3$ を持つ線形モデル $f(T,τ)=T+βτ$ を考える。 場の方程式は、赤方偏移や形状関数を最初に固定することなく、Morris-Thorne 幾何学に対して得られる。 一定の赤方偏移関数の場合、エネルギー条件の問題は単純な形をとる。 分岐 $β>8π$ および $b(r)>0$ の場合、エネルギー密度とヌル、弱、強エネルギー条件は、$r b(r)$ が非増加である場合に限り、時空全体で満たされる。 同じ条件は漸近的な平坦性、喉の外側で $b(r) | |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The study of black hole perturbations typically follows two main approaches: the direct perturbation of the metric, or the perturbation within the Newman-Penrose (NP) or Geroch-Held-Penrose (GHP) formalism. In the latter case, a reconstruction procedure, such as the Chrzanowski-Cohen-Kegeles (CCK) method based on the Debye (Hertz) potential, is required to obtain the corresponding metric perturbation. However, the reconstructed metric is then expressed in the radiation gauge, which is not always optimal. In this paper, we analyze stationary and axially symmetric perturbations of the Kerr black hole within both frameworks. Focusing on the vacuum part of the spacetime (outside the sources), we derive an explicit gauge transformation between the averaged radiation gauge and the gauge in which the metric takes its standard Weyl-Lewis-Papapetrou (WLP) form, and we express the linearized WLP metric functions directly in terms of the Debye potential. We further discuss perturbations of the Kerr black hole towards general type D spacetimes, and analyze the mass and angular momentum perturbations in more detail. Finally, we illustrate the procedure on two examples beyond the type D class: a perturbation of the Schwarzschild black hole by a thin disk, and a perturbation of the Kerr black hole by a rotating particle. | ブラックホールの摂動の研究は、通常、2つの主要なアプローチに従います。 1つは計量の直接摂動、もう1つはニューマン・ペンローズ（NP）形式またはゲロッチ・ヘルド・ペンローズ（GHP）形式内での摂動です。 後者の場合、対応する計量摂動を得るために、デバイ（ヘルツ）ポテンシャルに基づくChrzanowski-Cohen-Kegeles（CCK）法などの再構成手順が必要です。 しかし、再構成された計量は放射ゲージで表現されますが、これは必ずしも最適ではありません。 本論文では、両方の枠組み内でカーブラックホールの定常的かつ軸対称な摂動を解析します。 時空の真空部分（ソースの外側）に焦点を当て、平均放射ゲージと計量が標準的なワイル・ルイス・パパペトルー（WLP）形式をとるゲージとの間の明示的なゲージ変換を導出し、線形化されたWLP計量関数をデバイポテンシャルで直接表現します。 さらに、カーブラックホールの一般型D時空への摂動について議論し、質量および角運動量の摂動をより詳細に解析する。 最後に、D型クラスを超える2つの例、すなわち薄い円盤によるシュワルツシルトブラックホールの摂動と、回転粒子によるカーブラックホールの摂動を用いて、この手順を説明する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate gravitational-wave birefringence from pulsar glitches in dynamical Chern-Simons gravity, a parity-violating extension of general relativity motivated by string theory and quantum gravity. Using the Hartle-Thorne slow-rotation formalism to model the neutron star background and a perturbative treatment of the Chern-Simons coupling $α$, we derive the modified Regge-Wheeler equation governing axial gravitational perturbations and compute the resulting polarization-dependent phase shift. The parity-violating interaction produces a fractional asymmetry between the right- and left-handed circular polarizations that scales as $α^2$, grows linearly with frequency and rotation rate, and falls as the fourth power of the stellar radius. For a constant-density interior model we obtain an analytic matching solution for the background scalar field, and show that the interior curvature factor vanishes identically--the interior solution being conformally flat--so that the scalar dipole is sourced entirely in the vacuum exterior; a centrally condensed equation of state can only increase the predicted signal. We further extend the analysis to a two-fluid model incorporating differential rotation between the neutron superfluid and the charged component; the resulting correction is bounded by the fractional glitch amplitude itself, independently of the equation of state, and is negligible for typical pulsar parameters. Expressed through the dimensionless quantity $ζ\propto αM/R_\star^{3}$, the fractional polarization asymmetry for millisecond pulsars reaches $\sim 10^{-3}$ at kilohertz frequencies at the boundary of perturbative validity--four orders of magnitude above the sensitivity of current ground-based detectors to strain asymmetries. However, realistic bounds are limited by the signal-to-noise ratio required to resolve a ratio of gravitational wave strains. | 我々は、弦理論と量子重力に触発された一般相対性理論のパリティ違反拡張である動的チャーン・サイモンズ重力において、パルサーのグリッチによる重力波の複屈折を調査する。 中性子星の背景をモデル化するためにハートル・ソーンの低速回転形式を用い、チャーン・サイモンズ結合定数αを摂動的に扱うことで、軸方向の重力摂動を支配する修正レッジ・ウィーラー方程式を導出し、結果として生じる偏光依存の位相シフトを計算する。 パリティ違反相互作用は、右円偏光と左円偏光の間にα²に比例する分数非対称性を生み出し、周波数と回転速度に線形に比例して増加し、恒星半径の4乗に比例して減少する。 一定密度の内部モデルの場合、背景スカラー場の解析的一致解が得られ、内部曲率因子が恒等的にゼロになること（内部解が共形的に平坦であること）が示され、スカラー双極子は完全に真空外部から発生することになります。 中心凝縮状態方程式は予測される信号を増加させるだけです。 さらに、中性子超流体と荷電成分間の差動回転を組み込んだ2流体モデルに解析を拡張します。 結果として得られる補正は、状態方程式とは無関係に、分数グリッチ振幅自体によって制限され、典型的なパルサーパラメータでは無視できます。 無次元量 $ζ\propto αM/R_\star^{3}$ で表すと、ミリ秒パルサーの分数偏光非対称性は、摂動論的妥当性の境界にあるキロヘルツ周波数で $\sim 10^{-3}$ に達し、現在の地上検出器の歪み非対称性に対する感度より4桁高い値になります。 しかし、現実的な限界は、重力波歪みの比率を解像するために必要な信号対雑音比によって制限される。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Scalar-induced gravitational waves (SIGWs) provide a direct probe of the enhanced primordial curvature perturbations that may also produce primordial black holes (PBHs). We forecast the capability of the space-based gravitational-wave observatory Taiji to search for an SIGW background generated by a broken-power-law curvature spectrum. A signal-injection study is used to validate the analysis pipeline, after which a pure-noise realization is employed to derive projected upper limits on the curvature-spectrum parameters. We translate these limits into constraints on the PBH abundance using the nonlinear compaction function, critical collapse, and the joint Gaussian distribution of the compaction amplitude and curvature at its peak. The resulting projected $95\%$ upper limits on the PBH dark-matter fraction satisfy $f_{\mathrm{PBH}}^{95\%}<1$ over PBH masses from approximately $6.2\times10^{-18}\,M_\odot$ to $1.7\times10^{-8}\,M_\odot$. We compare the forecast with representative Hawking-evaporation and microlensing bounds. In part of the asteroid-mass interval, the projected Taiji limit is more restrictive than the current Subaru Hyper Suprime-Cam (HSC) microlensing constraint. | スカラー誘起重力波（SIGW）は、原始ブラックホール（PBH）を生成する可能性のある、増大した原始曲率摂動を直接探査する手段となります。 本稿では、宇宙重力波観測所Taijiが、べき乗則の曲率スペクトルによって生成されるSIGW背景波を探索する能力を予測します。 信号注入研究を用いて解析パイプラインを検証した後、純粋なノイズ実現を用いて曲率スペクトルパラメータの予測上限値を導出します。 これらの上限値を、非線形圧縮関数、臨界崩壊、および圧縮振幅とピーク時の曲率の同時ガウス分布を用いて、PBH存在量に対する制約に変換します。 その結果得られたPBH暗黒物質の割合の95%上限値は、約6.2×10⁻¹⁸太陽質量から1.7×10⁻⁸太陽質量までのPBH質量範囲でf_{\mathrm{PBH}}^{95%}<1$を満たします。 この予測を、代表的なホーキング蒸発とマイクロレンズによる制約と比較します。 小惑星質量範囲の一部では、太地の予測限界は、現在のすばるハイパー・シュプリーム・カム（HSC）によるマイクロレンズ制約よりも厳しくなっています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In a generally covariant theory whose Lagrangian density contains no derivatives of the metric, the spacetime geometry is fixed algebraically by the scalar fields, and the simplest quadratic potential is known to generate exponentially expanding, recollapsing and big-rip cosmologies. We extend this emergent-gravity Higgs cosmology by one new spacelike scalar field - the vacuum-expectation-value generating field - coupled to the Higgs particle through the Standard Model potential, so that the electroweak vacuum expectation value becomes a dynamical quantity evolving with cosmological time. We show that the broken-symmetry valley of the potential is an exact and stable solution of the full nonlinear system, on which the background is solved in closed form in terms of a single conserved charge. The charge feeds the Friedmann equation with a radiation-like component of purely geometric origin, diluting with the inverse fourth power of the scale factor although no radiation fluid is present; as a consequence the universe is born at a finite cosmological time in a radiation-dominated big bang, and for vanishing constant term in the potential the expansion history realizes a spontaneous radiation-to-dark-energy sequence. The sign of the Higgs kinetic term is not an assumption of the model: the requirement that the broken phase be the physical vacuum fixes it dynamically, and the stable choice reproduces the Standard Model relation between the Higgs mass, the self-coupling and the vacuum expectation value with no adjustable parameter. Oscillations about the valley describe a Higgs condensate which is frozen at early times, begins to oscillate through a misalignment mechanism, obeys a parameter-free adiabatic amplitude law, and backreacts on the expansion history as a definite renormalization of the background constants that feeds the radiation-like component. | 一般的に共変な理論では、ラグランジアン密度に計量の微分が含まれないため、時空幾何学はスカラー場によって代数的に固定され、最も単純な二次ポテンシャルは指数関数的に膨張、再収縮、ビッグリップ宇宙論を生成することが知られています。 この創発重力ヒッグス宇宙論を、標準模型のポテンシャルを介してヒッグス粒子に結合した新しい空間的スカラー場（真空期待値生成場）によって拡張し、電弱真空期待値が宇宙論的時間とともに進化する動的量となるようにします。 ポテンシャルの対称性の破れた谷は、背景が単一の保存電荷に関して閉じた形で解かれる完全な非線形システムの正確で安定した解であることを示します。 この電荷は、放射流体が存在しないにもかかわらず、スケール因子の4乗の逆数で希釈される、純粋に幾何学的起源の放射のような成分をフリードマン方程式に供給します。 その結果、宇宙は有限の宇宙論的時間内に放射優勢のビッグバンで誕生し、ポテンシャルの定数項がゼロの場合、膨張の歴史は自発的な放射からダークエネルギーへのシーケンスを実現します。 ヒッグス運動項の符号はモデルの仮定ではありません。 破れた相が物理的な真空であるという要件がそれを動的に固定し、安定な選択は、調整可能なパラメータなしで、ヒッグス質量、自己結合、および真空期待値の間の標準モデルの関係を再現します。 谷の周りの振動は、初期に凍結され、ミスアライメント機構を介して振動を開始し、パラメータのない断熱振幅法則に従い、放射のような成分を供給する背景定数の明確な再規格化として膨張の歴史に反作用するヒッグス凝縮を記述します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Under normal circumstances, an observer falling into a black hole feels nothing special upon crossing the horizon. In this paper we find an intriguing exception: For most of the parameter range of the extremal Kerr-Newman (KN) spacetime, horizon co-rotating perturbations are enhanced near the horizon, such that an infalling observer experiences an anomalously large tidal deformation as they enter the black hole. Such perturbations arise when there is a persistent source outside the black hole that is either co-rotating itself or has discrete Fourier support at the associated frequencies $ω=mΩ_H$ (where $m$ is the azimuthal number and $Ω_H$ is the horizon frequency). The enhancement is formally infinite at precise co-rotation, and we work with a nearly co-rotating mode to keep perturbation theory under control. The underlying physics is the emergence of discrete self-similarity in the extremal limit, with complex scaling weights of the form $-1/2\pm iα$ for real $α$. It is analogous to the black hole Meissner effect, except that the near-horizon field is enhanced rather than screened. We numerically calculate the scaling exponents for coupled gravitoelectromagnetic (GEM) perturbations of extremal KN black holes and show that the complex exponents arise in the parameter range $Q < Q_*$ with $Q_*\approx.93M$. These exponents also predict the decay and growth rates (Aretakis effect) of generic GEM perturbations of the KN spacetime, both on and off the horizon. The enhancement of co-rotating perturbations can be viewed as a driven Aretakis instability. | 通常の状況下では、ブラックホールに落ち込む観測者は、事象の地平線を越える際に特別なことは何も感じません。 本論文では、興味深い例外を発見しました。 極限カー・ニューマン（KN）時空のパラメータ範囲のほとんどにおいて、事象の地平線共回転摂動は地平線付近で増強され、ブラックホールに落ち込む観測者は、ブラックホールに入るときに異常に大きな潮汐変形を経験します。 このような摂動は、ブラックホールの外側に持続的なソースがあり、それが共回転しているか、または関連する周波数 $ω=mΩ_H$（ここで、$m$ は方位角数、$Ω_H$ は事象の地平線周波数）で離散フーリエサポートを持つ場合に発生します。 正確な共回転では、増強は形式的に無限大になりますが、摂動論を制御するために、ほぼ共回転モードを扱います。 その根底にある物理は、極限における離散自己相似性の出現であり、実数 $α$ に対して $-1/2\pm iα$ の形の複素スケーリング重みを持ちます。 これはブラックホールのマイスナー効果に類似していますが、地平線近傍の場が遮蔽されるのではなく増強される点が異なります。 我々は極限KNブラックホールの結合重力電磁気（GEM）摂動のスケーリング指数を数値的に計算し、複素指数がパラメータ範囲$Q < Q_*$（$Q_*\approx.93M$）で発生することを示します。 これらの指数は、KN時空の一般的なGEM摂動の減衰率と成長率（アレタキス効果）も、地平線上と地平線外の両方で予測します。 共回転摂動の増強は、駆動型アレタキス不安定性として見なすことができます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We examine particle creation, evaporation, scalar wave absorption and scattering, and geodesic motion in the asymptotically flat regular black hole supported by a phantom Dirac-Born-Infeld field. For massless bosonic and fermionic fields, the Bogoliubov transformations yield thermal spectra whose Hawking temperature decreases as the regular core becomes more prominent. Energy-conserving tunneling recovers the same temperature in the low-energy limit, whereas recoil and the DBI contribution introduce nonthermal corrections and suppress particle emission. In the high-frequency regime, the enlargement of the cross section does not compensate for the reduction in temperature, resulting in a lower luminosity and a longer evaporation time. A numerical partial wave analysis shows that the total scalar absorption increases with the regular core scale, approaches the horizon area at low frequencies, and oscillates around an enlarged geometric capture limit at high frequencies. The scattering phase shifts modify the multipolar amplitudes nonuniformly and displace the interference fringes toward larger angles. Furthermore, both null and timelike trajectories experience stronger deflection as the regular core contribution increases. | 我々は、ファントム Dirac-Born-Infeld 場によって支えられた漸近的に平坦な正則ブラックホールにおける粒子生成、蒸発、スカラー波の吸収と散乱、および測地線運動を調べた。 質量のないボソン場とフェルミオン場の場合、ボゴリューボフ変換は、正則コアが顕著になるにつれてホーキング温度が低下する熱スペクトルを与える。 エネルギー保存トンネル効果は、低エネルギー極限で同じ温度を回復するが、反跳と DBI 寄与は非熱補正を導入し、粒子放出を抑制する。 高周波領域では、断面積の拡大は温度の低下を補償せず、結果として光度が低下し、蒸発時間が長くなる。 数値部分波解析は、全スカラー吸収が正則コアのスケールとともに増加し、低周波数では事象の地平線領域に近づき、高周波数では拡大された幾何学的捕獲限界の周りで振動することを示している。 散乱位相シフトは多極子振幅を不均一に変化させ、干渉縞をより大きな角度へとずらす。 さらに、正則コアの寄与が増加するにつれて、ヌル軌道と時間的軌道の両方において、より強い偏向が生じる。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Small-scale dark matter (DM) structure encodes key information about the particle nature of DM and therefore provides a sensitive test of competing models. Yet, it remains hidden from electromagnetic surveys and is instead inferred through its gravitational effects. Stellar aberration, the apparent shift in a light source's position induced by the observer's motion, offers a largely unexplored channel to access such signatures. DM subhalos can perturb the observer's motion, imprinting characteristic, spatially correlated shifts in stellar positions across the sky. We show that the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), with its long temporal baseline, wide sky coverage, and high-cadence observations, is well suited to search for these aberration signals. We derive Fisher-matrix-based sensitivity estimates for constant observer accelerations, forecasting a sensitivity down to $6.3\times 10^{-9}\,\mathrm{m/s^2}$ from the combined sample of TESS stars with magnitude $\mathrm{Tmag}\leq 10$. This sensitivity allows TESS to probe concentrated DM subhalos over a broad parameter space, from $\gtrsim 10^{-6}\,\mathrm{M_{\odot}}$ at AU-scale distances to $\gtrsim 10^{7}\,\mathrm{M_{\odot}}$ at $\mathcal{O}(10\,\mathrm{pc})$. TESS's sector-based observing strategy further provides intrinsic temporal resolution of potential DM-induced aberration signals. Moreover, we briefly discuss challenges for future data analysis, including the modeling of instrumental systematics and stellar astrometric foregrounds, such as parallax and proper motion. Our results establish stellar aberration as a novel probe of DM substructure, paving the way for dedicated searches in TESS and next-generation wide-field surveys. | 小規模な暗黒物質（DM）構造は、DMの粒子性に関する重要な情報を符号化しており、競合するモデルに対する感度の高い検証手段となる。 しかし、この構造は電磁波観測では捉えられず、重力の影響を通して推測されるにとどまっている。 恒星の光行差、すなわち観測者の動きによって生じる光源の位置の見かけ上のずれは、このような特徴にアクセスするための未開拓の手段となる。 DMサブハローは観測者の動きを摂動させ、天空全体にわたって恒星の位置に特徴的な空間相関のあるずれを刻み込む可能性がある。 我々は、長い時間ベースライン、広い天空範囲、高頻度観測を備えたトランジット系外惑星探査衛星（TESS）が、これらの光行差信号の探索に適していることを示す。 我々は、観測者の加速度が一定の場合のフィッシャー行列に基づく感度推定値を導出し、等級が $\mathrm{Tmag}\leq 10$ の TESS 星の複合サンプルから、感度が $6.3\times 10^{-9}\,\mathrm{m/s^2}$ まで低下すると予測した。 この感度により、TESS は、AU スケールの距離で $\gtrsim 10^{-6}\,\mathrm{M_{\odot}}$ から $\mathcal{O}(10\,\mathrm{pc})$ で $\gtrsim 10^{7}\,\mathrm{M_{\odot}}$ まで、広範囲のパラメータ空間にわたって集中した DM サブハローを調査することができる。 TESS のセクターベースの観測戦略は、潜在的な DM 誘発収差信号の固有の時間分解能も提供する。 さらに、機器の系統誤差や、視差や固有運動といった恒星の位置測定による前景効果のモデリングなど、今後のデータ解析における課題についても簡単に議論します。 私たちの研究結果は、恒星の光行差がダークマターのサブストラクチャーを探索する新たな手法であることを示しており、TESSや次世代広視野サーベイにおける専用の探索への道を開くものです。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In asymptotically flat spacetimes far from an isolated source, gravitational waves (GWs) undergo nonlinear interactions with themselves and with the parts of the spacetime curvature related to the time-dependent four-momentum and angular momentum of the spacetime. These spacetime nonlinearities produce distinctive offsets in the GW strain and its time integrals, which have been referred to as the displacement memory effect for the strain and ``higher'' GW memory effects for the integrals of the strain. There are existing data analysis pipelines that search for evidence for the displacement memory effect in the population of binary-black-hole mergers observed by current GW detectors (though conclusive evidence for the effect has not yet been found). The first set of higher memory effects include the spin and center-of-mass effects (collectively, ``drift'' memory), and the second is the ``ballistic'' memory effect. Prior work has shown that next-generation, ground-based GW detectors could find evidence for the spin memory effect in the large population of binary black holes that these detectors will be capable of observing. In this paper, we investigate how well a detector network of two Cosmic Explorer detectors can measure the displacement through ballistic memory signals. We first formulate what are appropriate notions of time-dependent GW signals associated with these memory effects. With these definitions of displacement and higher memory signals, we find that the Cosmic Explorer network is capable of detecting the displacement memory from tens of individual mergers per year and capable of finding evidence for the spin and center-of-mass memory effects in a population of mergers after a roughly one-year observation run at design sensitivity. [Abstract abridged] | 孤立した発生源から遠く離れた漸近的に平坦な時空では、重力波（GW）は、自身および時空の時間依存の4元運動量と角運動量に関連する時空曲率の部分と非線形相互作用を起こします。 これらの時空の非線形性により、GW歪みとその時間積分に特徴的なオフセットが生じ、これは歪みについては変位記憶効果、歪みの積分については「高次」GW記憶効果と呼ばれています。 既存のデータ解析パイプラインは、現在のGW検出器で観測された連星ブラックホール合体群における変位記憶効果の証拠を探しています（ただし、この効果の決定的な証拠はまだ見つかっていません）。 高次記憶効果の最初のセットには、スピン効果と重心効果（まとめて「ドリフト」記憶）が含まれ、2番目は「弾道」記憶効果です。 これまでの研究では、次世代の地上型GW検出器は、これらの検出器が観測できる多数の連星ブラックホール群において、スピン記憶効果の証拠を見つけることができると示されています。 本論文では、2つのCosmic Explorer検出器からなる検出器ネットワークが、弾道記憶信号を通して変位をどの程度正確に測定できるかを調査する。 まず、これらの記憶効果に関連する時間依存重力波信号の適切な概念を定式化する。 変位および高次記憶信号に関するこれらの定義を用いると、Cosmic Explorerネットワークは、設計感度で約1年間の観測を行った後、年間数十個の個々の合体から変位記憶を検出でき、合体集団におけるスピンおよび重心記憶効果の証拠を見つけることができることがわかる。 [要約抜粋] |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Understanding a composite system through its constituents is a fundamental practice in physics. In the context of quantum reference frames (QRFs), however, combining the usual quantum-theoretic notion of composition with QRF perspectives gives rise to subtle issues, such as the 'paradox of the third particle'. Here we study in depth how to compose subsystems in QRF perspectives, building on a recent formalism for QRFs [E.Castro-Ruiz and O.Oreshkov, 2025]. We first show how the frames of external observers can be internalised and treated within the framework. This establishes a consistent hierarchy of QRF perspectives, which we use to define the adding and removing of subsystems. We then explain how, owing to the so-called 'extra-particle' degrees of freedom, the formalism gives a consistent treatment of subsystems, avoiding any paradoxes by construction. Consistency then implies that composing subsystems in a QRF perspective differs from, and generalises, the standard quantum-theoretic case. In particular, not every state can be appended in tensor-product form relative to a QRF, and we characterise the set of compatible states. Finally, we introduce 'classicalisation', a procedure that recovers a classical-like perspective from a general QRF. This procedure circumvents the aforementioned state restrictions but carries a different operational meaning, which we study through a concrete example. | 構成要素を通して複合システムを理解することは、物理学における基本的な実践です。 しかし、量子参照系（QRF）の文脈では、通常の量子論的な構成概念とQRFの視点を組み合わせると、「第三粒子のパラドックス」のような微妙な問題が生じます。 本稿では、QRFの最近の形式化[E.Castro-Ruiz and O.Oreshkov, 2025]に基づいて、QRFの視点からサブシステムを構成する方法を詳細に研究します。 まず、外部観測者のフレームを内部化してフレームワーク内で扱う方法を示します。 これにより、サブシステムの追加と削除を定義するために使用する、QRFの視点の一貫した階層が確立されます。 次に、いわゆる「粒子外」の自由度のおかげで、この形式化がサブシステムの一貫した扱いを与え、構成上のパラドックスを回避する方法を説明します。 一貫性は、QRFの視点からサブシステムを構成することが、標準的な量子論の場合とは異なり、それを一般化することを意味します。 特に、すべての状態をQRFに対してテンソル積形式で付加できるわけではないため、互換性のある状態の集合を特徴づけます。 最後に、一般的なQRFから古典的な視点を復元する手順である「古典化」を導入します。 この手順は前述の状態制約を回避しますが、異なる操作的意味を持ちます。 具体的な例を通して、その意味を考察します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Closure phase is robust to station based phase errors, yet its connection to image structure is often interpreted only qualitatively and a nonzero closure phase is still interpreted mainly through qualitative symmetry arguments or source specific models. We develop, to our knowledge, the first unified response theory for an arbitrary brightness distribution and an arbitrary zero free observing triangle. Away from visibility zeros, closure phase is naturally a log-visibility observable. This structure yields an exact first order master kernel for image perturbations and a Cartesian moment hierarchy that separates the spatial content of the source change from the sensitivity of the sampled triangle. For a fixed image, the same framework gives a local expansion in Fourier plane displacement, providing a direct description of closure phase evolution along observing tracks. We then identify the boundary of this regular regime: at a true visibility null, the log-visibility expansion fails and the phase behavior is controlled by the local properties of the null, including its order and winding charge, distinguishing removable phase wraps, non-null visibility minima, and nulls for which the visibility phase is multivalued. We validate these expansions using structured ring models. We then apply both branches of the theory to EHT data of M87*, and demonstrate the ability to measure asymmetric image structure associated with higher image moments directly from the evolution of the closure phase. Finally, we show that the same formalism extends naturally to Phase Closure Nulling in optical and infrared interferometry. The resulting framework turns closure phase structure into a quantitative probe of faint and asymmetric source features across interferometric regimes. | クロージャ位相は観測点ベースの位相誤差に対してロバストですが、画像構造との関連性は定性的にしか解釈されないことが多く、非ゼロのクロージャ位相は依然として主に定性的な対称性の議論やソース固有のモデルによって解釈されています。 我々の知る限り、任意の輝度分布と任意のゼロフリー観測三角形に対する初の統一応答理論を開発しました。 可視性ゼロから離れた場所では、クロージャ位相は自然に対数可視性観測量となります。 この構造により、画像摂動に対する正確な一次マスターカーネルと、ソース変化の空間的内容をサンプリングされた三角形の感度から分離するデカルトモーメント階層が得られます。 固定画像の場合、同じフレームワークによりフーリエ平面変位の局所展開が得られ、観測トラックに沿ったクロージャ位相の進化を直接記述できます。 次に、この規則的な領域の境界を特定します。 真の可視性ゼロでは、対数可視性展開は失敗し、位相挙動は、その次数と巻き数を含むゼロの局所的な特性によって制御され、除去可能な位相ラップ、非ゼロの可視性最小値、および可視性位相が多値であるゼロを区別します。 我々は、構造化されたリングモデルを用いてこれらの展開を検証する。 次に、この理論の2つの分岐をM87*のEHTデータに適用し、高次画像モーメントに関連する非対称画像構造を、クロージャ位相の進化から直接測定できることを実証する。 最後に、同じ形式が光学および赤外線干渉計における位相クロージャヌリングにも自然に拡張できることを示す。 結果として得られるフレームワークは、クロージャ位相構造を、干渉計領域全体にわたる暗く非対称な光源の特徴を定量的に探るプローブへと変える。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The double copy relates gravitational data to gauge-theory data, most sharply through color-kinematics duality for flat-space scattering amplitudes. This review surveys the extent to which this idea can be formulated beyond asymptotically flat backgrounds. After recalling the flat-space ingredients needed for comparison, we describe curved-space constructions for boundary correlators and scattering observables in AdS, dS, and other non-trivial backgrounds. We then review classical and field-level maps, including Kerr--Schild, Weyl, Cotton, twistor, and convolutional double copies. A separate part is devoted to self-dual sectors. Throughout, we emphasize both the common structures that survive from flat space and the obstructions introduced by curvature. | 二重コピーは、重力データとゲージ理論データを関連付け、特に平坦空間散乱振幅の色運動学双対性を通して明確に関連付けます。 本レビューでは、このアイデアが漸近的に平坦な背景を超えてどの程度定式化できるかを概観します。 比較に必要な平坦空間の要素を復習した後、AdS、dS、およびその他の非自明な背景における境界相関関数と散乱観測量の曲がった空間構成について説明します。 次に、Kerr-Schild、Weyl、Cotton、ツイスター、畳み込み二重コピーを含む古典的および場レベルのマップをレビューします。 自己双対セクターについては別の部分で説明します。 全体を通して、平坦空間から残る共通構造と曲率によって生じる障害の両方を強調します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Many approaches to quantum gravity predict logarithmic corrections to the Bekenstein-Hawking entropy. Within the spacetime-thermodynamic description of gravity, such corrections lead to modified gravitational field equations. We study their effect on primordial perturbations during standard single-field slow-roll inflation. We derive the evolution equation for the comoving curvature perturbation and show that it retains the standard Mukhanov--Sasaki form, with the quantum-gravity correction entering through the time-dependent effective frequency. We compute the scalar and tensor primordial spectra at next-to-next-to-next-to-leading order ($\mathrm{N}^3\mathrm{LO}$) in the Hubble-flow parameters, keeping the leading contribution from the logarithmic correction. The scalar spectrum remains nearly scale invariant, but the quantum-gravity correction shifts its tilt and runnings. Free tensor modes still propagate as in general relativity, although on the quantum-gravity-corrected background. This different response of the two sectors shifts both the tensor-to-scalar ratio and the single-field consistency relation, which provide the starting point for tracing the model's signatures through the post-inflationary evolution and into the CMB. | 量子重力に対する多くのアプローチは、ベッケンシュタイン・ホーキングエントロピーに対する対数補正を予測している。 重力の時空熱力学的記述では、このような補正は修正された重力場方程式につながる。 我々は、標準的な単一場スローロールインフレーション中の原始摂動に対するそれらの影響を研究する。 我々は共動曲率摂動の進化方程式を導出し、量子重力補正が時間依存の有効周波数を介して入ってくる標準的なムハノフ・佐々木形式を保持することを示す。 我々は、ハッブルフローパラメータの次々次々主次数（$\mathrm{N}^3\mathrm{LO}$）でスカラーおよびテンソル原始スペクトルを計算し、対数補正からの主項を保持する。 スカラースペクトルはほぼスケール不変のままであるが、量子重力補正によってその傾きとランニングが変化する。 自由テンソルモードは、量子重力補正された背景の下ではあるものの、一般相対性理論と同様に伝播する。 この2つのセクターの異なる応答は、テンソル対スカラー比と単一場の整合性関係の両方を変化させ、インフレーション後の進化から宇宙マイクロ波背景放射（CMB）に至るまで、モデルの特徴を追跡するための出発点となる。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We develop a (Wilsonian) functional-renormalisation-group framework for scalar cosmology in which quantum fluctuations of a scalar field are coarse-grained on cosmological spacelike hypersurfaces. Integrating out quantum fluctuations with wavelengths smaller than the Hubble radius $H(t)^{-1}$, we obtain an effective scalar potential $U(φ(t),H(t))$ that evolves in time. We derive a non-perturbative flow equation for this potential, together with the coupled set of (modified) Friedmann equations. We then apply this formalism to the simplest possible case of a de Sitter vacuum when the scalar field is at rest, in two situations which satisfy exactly our flow equation: $(i)$ A flat potential, for which we find that the only pure de Sitter solution is unstable and corresponds to a saddle point. $(ii)$ A quadratic potential with curvature $m^2>0$, for which we find that the presence of the mass term stabilises the system. The latter case leads to a de Sitter attractor either at the Hubble scale when the mass is larger than the Hubble scale at initial time, or by introducing a new attractor located at $H=m$ in the case the mass is smaller, which may be particularly relevant to the phenomenological study of dark energy and inflation theories. | 我々は、スカラー場の量子ゆらぎが宇宙論的な空間的超曲面上で粗視化されるスカラー宇宙論のための（ウィルソン的）関数繰り込み群フレームワークを開発する。 ハッブル半径 $H(t)^{-1}$ より小さい波長の量子ゆらぎを積分消去すると、時間とともに進化する有効なスカラーポテンシャル $U(φ(t),H(t))$ が得られる。 我々は、このポテンシャルに対する非摂動的な流れ方程式と、結合した（修正された）フリードマン方程式のセットを導出する。 次に、この形式を、スカラー場が静止している最も単純なド・ジッター真空の場合に適用し、我々の流れ方程式を正確に満たす 2 つの状況を検討する。 $(i)$ 平坦なポテンシャル。 この場合、唯一の純粋なド・ジッター解は不安定であり、鞍点に対応することがわかる。 （ii）曲率 $m^2>0$ の二次ポテンシャルの場合、質量項の存在がシステムを安定化させることがわかります。 後者の場合、初期時刻の質量がハッブルスケールより大きい場合はハッブルスケールに、質量が小さい場合は $H=m$ に位置する新しいアトラクターを導入することで、ド・ジッターアトラクターが生じます。 これは、ダークエネルギーやインフレーション理論の現象論的研究に特に関連する可能性があります。 |