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| Original Text | 日本語訳 |
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| We obtain an explicit separation of the coupled gravitational and electromagnetic radiative equations on nonextremal Kerr--Newman--(anti-)de Sitter black holes with nonzero charge and rotation. The construction uses a matrix with constant determinant, chosen independently of the frequency and azimuthal number, and treats the positive- and negative-spin sectors within the same formulation. We establish that this transformation is smooth and invertible throughout the open AdS exterior and between the event and cosmological horizons in dS. The resulting radial and angular systems are valid at arbitrary complex frequencies. We also express regularity of the radiative Newman--Penrose variables at the rotation axes and future horizons as conditions on the separated solutions. In the asymptotically flat limit, the transformation is related to Hintz's matrix integrating factor by the allowed frame freedom. These results provide a basis for studying quasinormal modes and black-hole stability in Kerr--Newman--(anti-)de Sitter spacetimes, as well as exploring holographic applications to strongly coupled systems. | 我々は、非極限的なカー・ニューマン・（反）ド・ジッターブラックホール（電荷と回転がゼロでない場合）における、結合した重力方程式と電磁放射方程式の明示的な分離を得る。 この構成では、周波数と方位角数とは独立に選択された定数行列式を持つ行列を使用し、正スピンセクターと負スピンセクターを同じ定式化内で扱う。 我々は、この変換が、開いたAdS外部全体とdSにおける事象地平線と宇宙論的地平線の間で滑らかかつ可逆であることを確立する。 結果として得られる動径系と角系は、任意の複素周波数で有効である。 我々はまた、回転軸と未来地平線における放射ニューマン・ペンローズ変数の正則性を、分離された解の条件として表現する。 漸近的に平坦な極限では、この変換は、許容されるフレームの自由度によってヒンツの行列積分因子と関連付けられる。 これらの結果は、カー・ニューマン・（反）ド・ジッター時空における準正規モードとブラックホールの安定性を研究するための基礎を提供するとともに、強結合系へのホログラフィック応用を探求するための基礎を提供する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Following \cite{Yadav:2024ray} we embark on a further study of the codimension two holography in de Sitter (dS) space. The $d$ dimensional bulk dS space is sliced by two end of the world $(d-1)$ dimensional branes which are bestowed with either Lorentzian dS or Euclidean AdS metric joining at a common $(d-2)$ dimensional space where the dual CFT lives. Through explicit computations of the holographic entanglement entropy, partition function, and Renyi entropy in both slicings for the bulk dS space emphasizing their similarities as well as differences we provide further evidence for this duality. We also make comments on further generalization of the codimension two holography. | \cite{Yadav:2024ray} に続いて、ド・ジッター (dS) 空間における余次元 2 ホログラフィーのさらなる研究に着手します。 d 次元のバルク dS 空間は、2 つのエンド・オブ・ザ・ワールド $(d-1)$ 次元ブレーンによってスライスされ、それぞれにローレンツ dS またはユークリッド AdS 計量が与えられ、双対 CFT が存在する共通の $(d-2)$ 次元空間で結合されます。 バルク dS 空間の両方のスライスにおけるホログラフィック エンタングルメント エントロピー、分配関数、およびレニー エントロピーを明示的に計算し、それらの類似点と相違点を強調することで、この双対性のさらなる証拠を提供します。 また、余次元 2 ホログラフィーのさらなる一般化についてもコメントします。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Tests of gravity-mediated entanglement aim to determine whether two massive objects in spatial superposition can become entangled through their mutual gravitational interaction. In an ideal model, the two objects are often treated as pointlike branches, but real wave packets have a finite width and are also exposed to dephasing and residual non-gravitational forces. We study these effects in a two-branch gravitational cat-state model with Gaussian wave packets. The Newtonian interaction is averaged over the finite wave-packet width, and spatially correlated dephasing is included phenomenologically. We then ask a practical question: when does the generated state remain useful rather than merely entangled? To answer this, we examine Bell violation, teleportation fidelity, coherent information, Fisher information, and state distinguishability. We find finite parameter windows where the same state is Bell-nonlocal and teleportation-useful, but these windows shrink as the wave packets become broader or the dephasing becomes stronger. We also show that a residual electrostatic branch interaction can coherently cancel the gravitational nonlocal phase and strongly suppress the operational signal. The results identify finite-width and electrostatic tolerance boundaries that should be considered in future tests of gravity-mediated entanglement. | 重力を介したエンタングルメントのテストは、空間的に重ね合わされた2つの質量のある物体が、互いの重力相互作用によってエンタングルメント状態になるかどうかを判断することを目的としています。 理想的なモデルでは、2つの物体はしばしば点状の枝として扱われますが、実際の波束は有限の幅を持ち、位相緩和や残留する非重力力にもさらされます。 私たちは、ガウス波束を持つ2枝重力猫状態モデルでこれらの効果を研究します。 ニュートン相互作用は有限の波束の幅にわたって平均化され、空間的に相関した位相緩和は現象論的に考慮されます。 次に、生成された状態が単にエンタングルメント状態ではなく、有用な状態となるのはどのような場合かという実用的な疑問を提起します。 これに答えるために、ベル違反、テレポート忠実度、コヒーレント情報、フィッシャー情報、および状態の識別可能性を調べます。 同じ状態がベル非局所的かつテレポート有用となる有限のパラメータ範囲が存在することがわかりましたが、波束が広くなるか位相緩和が強くなると、これらの範囲は狭くなります。 また、残留静電相互作用が重力非局所位相をコヒーレントに打ち消し、動作信号を強く抑制できることも示しました。 これらの結果は、重力媒介エンタングルメントの今後の実験において考慮すべき有限幅と静電許容限界を明らかにしています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| It has recently been claimed that algebraic methods can be used to give a background-independent description of semiclassical gravity. This paper aims to provide an entry point into recent algebraic approaches to quantum gravity and to analyse and critically assess the conception of background-independence here involved. We discuss an algebraic framework for formulating an algebra of observables along the worldline of an observer in a cosmological setting. By 'gravitationally dressing' the observables to the observer's worldline, the reference to the spacetime background can be set aside at the level of the abstract *-algebra. Thus this *-algebra is taken to be independent of any particular spacetime realisation, with different states on the algebra corresponding to different backgrounds. We compare this algebraic framework to three influential notions of background-independence in the literature and argue that none of these fully captures the sense in which the *-algebra is taken to be background-independent. Building on this, we extract a novel notion of algebraic background-independence tied to the representation-independence of the *-algebra. This algebraic conception motivates two further concepts of background-independence tailored to semiclassical theories: semiclassical background-independence and perturbative background-independence. We suggest that these provide useful tools for evaluating the scope and limitations of semiclassical approaches to quantum gravity. | 近年、代数的手法を用いて半古典重力の背景に依存しない記述を与えることができるという主張がなされている。 本論文は、量子重力に対する最近の代数的アプローチへの入門を提供し、ここで用いられる背景独立性の概念を分析し、批判的に評価することを目的とする。 我々は、宇宙論的設定における観測者のワールドラインに沿った観測量の代数を定式化するための代数的枠組みについて議論する。 観測量を観測者のワールドラインに「重力的に装飾」することで、抽象的な*-代数のレベルで時空背景への参照を排除することができる。 したがって、この*-代数は特定の時空実現に依存しないものとみなされ、代数上の異なる状態は異なる背景に対応する。 我々は、この代数的枠組みを文献における背景独立性の3つの影響力のある概念と比較し、これらのいずれも*-代数が背景独立であるとみなされる意味を完全に捉えていないと主張する。 これを基に、*-代数の表現独立性に関連する、代数的背景独立性という新たな概念を導き出す。 この代数的概念は、半古典理論に特化した2つの背景独立性の概念、すなわち半古典的背景独立性と摂動的背景独立性へとつながる。 これらの概念は、量子重力に対する半古典的アプローチの適用範囲と限界を評価する上で有用なツールとなることを示唆する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Hydrodynamic modeling of viscous neutron stars requires a choice of theory of relativistic hydrodynamics. That distinct formulations contain the same physical content in the long-wavelength limit is referred to as ``hydrodynamic universality.'' It has been recently shown that hydrodynamic universality can break down in radial neutron star oscillations: causality and finite-size effects restrict access to the long-wavelength universal hydrodynamic regime in sufficiently viscous stars. We show that this breakdown occurs for a broad range of causal hydrodynamic frames in Bemfica--Disconzi--Noronha--Kovtun (BDNK) theory. Increasing viscosity collectively pushes this class of causal frames away from the BDNK regime of validity, eventually forcing all to lie outside it at bulk viscosities in the range $ζ\sim10^{30}$--$10^{31}\mathrm{g}/\mathrm{cm}/\mathrm{s}$. This breakdown of universality is accompanied by material changes in the oscillation mode structure: non-hydrodynamic modes become damped on timescales comparable to those of hydrodynamic modes, the first overtone can become longer lived than the fundamental mode, and unphysical instabilities with sub-millisecond timescales can emerge. Even in regimes where universality has broken down, we find that the inviscid threshold of gravitational collapse remains unchanged in BDNK theory. These results provide evidence that first-order theories of relativistic hydrodynamics may be insufficient for modeling sufficiently viscous neutron stars. | 粘性中性子星の流体力学的モデリングには、相対論的流体力学の理論の選択が必要です。 異なる定式化が長波長極限で同じ物理的内容を含むことは、「流体力学的普遍性」と呼ばれます。 最近、流体力学的普遍性が中性子星の半径方向振動で破綻する可能性があることが示されました。 因果律と有限サイズ効果により、十分な粘性を持つ星では長波長普遍流体力学領域へのアクセスが制限されます。 本稿では、この破綻がBemfica-Disconzi-Noronha-Kovtun (BDNK) 理論の広範囲の因果的流体力学フレームで発生することを示します。 粘性の増加は、この種の因果フレームをBDNKの妥当性の領域から押し出し、最終的には、バルク粘性が$ζ\sim10^{30}$～$10^{31}\mathrm{g}/\mathrm{cm}/\mathrm{s}$の範囲で全てをその領域外に押し出す。 この普遍性の破綻は、振動モード構造の物質的変化を伴う。 非流体力学的モードは、流体力学的モードと同程度の時間スケールで減衰し、第1倍音は基本モードよりも長寿命になり、ミリ秒以下の時間スケールで非物理的な不安定性が生じる可能性がある。 普遍性が破綻した領域であっても、BDNK理論では重力崩壊の非粘性閾値は変化しないことがわかった。 これらの結果は、相対論的流体力学の一次理論では、十分に粘性の高い中性子星をモデル化するには不十分である可能性があることを示唆している。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the stimulated capture of axion and axion-like particles around primordial black holes, mediated by quartic self-interactions. We identify the parametric regions where Bose-enhanced growth overcomes cosmological dilution and derive analytic criteria for efficient formation and long-term survival of the hydrogenic ground-state cloud, confronting them with current bounds on axion-photon couplings. We discuss observational implications of these PBH+cloud systems, including resonant axion-to-photon conversion in neutron star magnetospheres and finite-size microlensing distortions. In the former case, the resonance condition selects a conversion shell outside the neutron star surface, and we show that the large axion occupation number of the cloud can compensate for the small conversion probability. The resulting transient line flux densities can exceed nominal VLA and ALMA sensitivities in regions where the Galactic encounter rate is observationally relevant. Independently, when the cloud size becomes comparable to or larger than the Einstein radius, finite-size effects can modify the standard point-lens microlensing light curve. | 我々は、四次自己相互作用によって媒介される、原始ブラックホール周辺のアクシオンおよびアクシオン様粒子の誘導捕獲を研究する。 ボーズ増強成長が宇宙論的希釈を克服するパラメトリック領域を特定し、水素様基底状態雲の効率的な形成と長期生存のための解析的基準を導出し、それらを現在のアクシオン-光子結合の制約と照らし合わせる。 我々は、中性子星磁気圏における共鳴アクシオン-光子変換や有限サイズのマイクロレンズ歪みなど、これらのPBH+雲システムの観測的意義について議論する。 前者の場合、共鳴条件は中性子星表面の外側の変換シェルを選択し、雲の大きなアクシオン占有数が小さな変換確率を補償できることを示す。 結果として生じる過渡的な線束密度は、銀河系遭遇率が観測的に重要な領域において、VLAおよびALMAの公称感度を超える可能性がある。 それとは別に、雲の大きさがアインシュタイン半径と同程度かそれ以上になると、有限サイズ効果によって標準的な点レンズ型マイクロレンズの光度曲線が変化する可能性がある。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We demonstrate that the swirling universe can be recovered through a coordinated horizon-degeneration and scaling procedure applied to the Kerr C-metric. The construction exploits the horizon structure of accelerating, rotating black holes, which allows their inner and outer horizons to coalesce while simultaneously approaching the acceleration horizon. By magnifying the near-acceleration-horizon region faster than the black hole horizons approach it, the pair of accelerating, rotating black holes is pushed to an infinite proper distance, while a finite gravitomagnetic twist survives. The resulting geometry reproduces precisely the swirling universe, providing a physical interpretation of its intrinsic rotation as the gravitational remnant of rotating black holes sent to infinity. | 我々は、カーC計量に適用される協調的な地平線縮退およびスケーリング手順によって、渦巻く宇宙を復元できることを示す。 この構成は、加速回転するブラックホールの地平線構造を利用しており、これにより、内側と外側の地平線が合体しながら同時に加速地平線に近づくことができる。 加速地平線近傍領域をブラックホールの地平線が近づく速度よりも速く拡大することで、加速回転するブラックホールのペアは無限の固有距離まで押し出され、有限の重力磁気ツイストが残る。 結果として得られる幾何学は、渦巻く宇宙を正確に再現し、その固有の回転を、無限遠まで送られた回転ブラックホールの重力残滓として物理的に解釈する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| How precisely must a photon's impact parameter be tuned for it to complete $n$ windings around a nearly extremal Kerr black hole before escaping, and how does the same near extremal scaling control the focusing of neighboring rays? For equatorial prograde returns we find, with $κ=\sqrt{1-a^2/M^2}$ and $X=nκ$, $ε_n=\sqrt{3}\,κ/(e^{2πX}-1) +O(κ^2|\lnκ|)$. This single law connects the extremal inverse-winding hierarchy to subextremal exponential accumulation. Perturbing the return family quasi-equatorially, we derive a second scaling law for the polar Jacobi phase, $Ψ_θ=2\ln[\sinh(πX)/κ]+C_s+o(1)$, and show that its focusing points cross from geometric spacing in winding number to asymptotically uniform spacing $Δ\mathcal N\simeq(2κ)^{-1}$. Numerical integrations of the exact Kerr radial dynamics and linear polar equation verify both scaling collapses. Thus near extremal Kerr exhibits parametrically distinct winding and polar-focusing scales, rather than a discontinuous jump between extremal and subextremal lensing hierarchies. | 光子が脱出する前にほぼ極限カーブラックホールの周りを $n$ 回巻き付けるためには、光子の衝突パラメータをどの程度正確に調整する必要があるのか、また、同じほぼ極限スケーリングが隣接する光線の集束をどのように制御するのか。 赤道方向への順行帰還の場合、$κ=\sqrt{1-a^2/M^2}$ および $X=nκ$ の場合、$ε_n=\sqrt{3}\,κ/(e^{2πX}-1) +O(κ^2|\lnκ|)$ となる。 この単一の法則は、極限逆巻き階層と準極限指数蓄積を結びつける。 リターンファミリーを準赤道方向に摂動させることで、極ヤコビ位相の第 2 のスケーリング法則 $Ψ_θ=2\ln[\sinh(πX)/κ]+C_s+o(1)$ を導出し、その焦点が巻き数における幾何学的間隔から漸近的に均一な間隔 $Δ\mathcal N\simeq(2κ)^{-1}$ に交差することを示す。 正確なカー半径方向ダイナミクスと線形極方程式の数値積分により、両方のスケーリング崩壊が検証される。 したがって、極値近傍のカーは、極値レンズ階層と準極値レンズ階層間の不連続なジャンプではなく、パラメトリックに異なる巻き数スケールと極値集束スケールを示す。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| An exact rotating geometry need not define a black hole in equilibrium when its surface gravity varies across the horizon. We construct an asymptotically flat, non-Kerr subfamily of the aligned null solutions of generalized Proca theory whose outer horizon is exactly Killing and isothermal to second order in rotation. The horizon conditions constrain the vector hair, and integrability of the normalized horizon charge fixes the remaining second-order amplitude. Computing the complete gravitational and nonminimal vector surface charges, we obtain the asymptotically normalized mass and total angular momentum, and derive a logarithmic Hamiltonian entropy. The first law holds in both independent directions of the resulting two-parameter solution space. We express the mass as a function of entropy and angular momentum, recover the geometric thermodynamic potentials, and establish a scale-corrected Smarr relation that retains the dimensionful coupling. The exact metric defines the geometry, while equilibrium thermodynamics is consistently restricted to second order in spin. | 厳密な回転幾何学は、表面重力が事象の地平線に沿って変化する場合、平衡状態にあるブラックホールを定義する必要はない。 我々は、外側の地平線が厳密にキリングであり、回転に関して2次まで等温である、一般化プロカ理論の整列したヌル解の漸近的に平坦な非カーサブファミリーを構築する。 地平線条件はベクトルヘアを制約し、正規化された地平線電荷の積分可能性は残りの2次振幅を決定する。 完全な重力および非最小ベクトル表面電荷を計算することで、漸近的に正規化された質量と全角運動量を取得し、対数ハミルトニアンエントロピーを導出する。 結果として得られる2パラメータ解空間の2つの独立した方向の両方で第一法則が成り立つ。 我々は質量をエントロピーと角運動量の関数として表現し、幾何学的熱力学的ポテンシャルを回復し、次元結合を保持するスケール補正されたスマール関係を確立する。 厳密な計量は幾何学を定義するが、平衡熱力学は一貫してスピンに関して2次までに制限される。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Dark matter (DM), secluded from the Standard Model (SM), can attain internal thermalization through self-interactions. We investigate the thermalization of a real scalar DM field with a quartic self-coupling, initially produced from the perturbative decay of the coherently oscillating inflaton field during reheating. The thermalization process has been studied numerically by solving Boltzmann equation of the DM momentum distribution function in presence of $2\rightarrow2$ DM elastic self-scatterings. In the absence of number-changing processes, the thermalized dark sector is characterized by a temperature and a nonzero chemical potential, determined by the inflaton mass and the reheat temperature. We find that if the inflaton mass is greater (smaller) than the reheat temperature, the DM temperature can be greater (smaller) than the SM temperature during Big Bang Nucleosynthesis, without violating any cosmological constraints. This is realized with a negative (positive) chemical potential for the DM temperature greater (smaller) than the SM one. Depending on DM production history, we can achieve the lower limit on the DM mass much below than in warm DM scenarios. The thermalization via self-scatterings tends to suppress the DM co-moving free-streaming length, compared to the non-thermal scenario without any collisions. Consequently, the lower limit on the DM mass weakens approximately by $40\%$ for a suitable choice of quartic self-coupling than in the non-thermal scenario. We obtain the lower limits on the thermal DM mass to be $2.2\times10^{-10}$ GeV and $0.47$ GeV for reheat temperatures, $5\times 10^6$ GeV and $5$ MeV respectively, while the inflaton mass is set at $10^3$ GeV. | 標準模型（SM）から隔離された暗黒物質（DM）は、自己相互作用によって内部熱平衡化を達成することができる。 我々は、再加熱中にコヒーレントに振動するインフラトン場の摂動崩壊によって最初に生成された、4次自己結合を持つ実スカラーDM場の熱平衡化を調査する。 熱平衡化過程は、2→2DM弾性自己散乱が存在する場合のDM運動量分布関数のボルツマン方程式を解くことによって数値的に研究された。 数変化過程がない場合、熱平衡化した暗黒セクターは、インフラトン質量と再加熱温度によって決定される温度と非ゼロの化学ポテンシャルによって特徴付けられる。 インフラトン質量が再加熱温度より大きい（小さい）場合、宇宙論的制約に違反することなく、ビッグバン元素合成中にDM温度がSM温度より大きい（小さい）可能性があることがわかった。 これは、DM 温度が SM 温度よりも大きい (小さい) 負 (正) の化学ポテンシャルによって実現されます。 DM 生成履歴に応じて、DM 質量の下限を、ウォーム DM シナリオよりもはるかに低くすることができます。 自己散乱による熱化は、衝突のない非熱的シナリオと比較して、DM の共動自由流長を抑制する傾向があります。 その結果、適切な 4 次自己結合を選択した場合、DM 質量の下限は、非熱的シナリオよりも約 $40\%$ 弱まります。 再加熱温度がそれぞれ $5\times 10^6$ GeV と $5$ MeV の場合、熱的 DM 質量の下限は $2.2\times10^{-10}$ GeV と $0.47$ GeV となり、インフラトン質量は $10^3$ GeV に設定されています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Inferring neutron star (NS) core properties remains sensitive to the assumed equation of state (EOS). Using a nonlinear Walecka model with generalized $ω$-meson self-interactions, we construct six EOS families, each containing $10^3$ samples subject to identical nuclear and astrophysical constraints. Despite satisfying these constraints, the families predict markedly different high-density behavior and core properties; higher-order $ω$ interactions can also generate interior sound-speed peaks within purely nucleonic matter. To reduce this model dependence, we use the intrinsic and perturbative analysis of the dimensionless Tolman--Oppenheimer--Volkoff equations (IPAD-TOV) to derive an EOS-independent estimator $Θ(\rm{X},Ψ)$ of the central squared sound speed $s_{\rm c}^2$, where $\rm{X}=P_{\rm c}/\varepsilon_{\rm c}$ is the central EOS-parameter and $Ψ$ characterizes the stellar-mass response to central energy density. For canonical $1.4\,M_\odot$ NSs, $Θ$ correlates linearly with $s_{\rm c}^2$ across the families ($R^2\approx0.94$-$0.99$). The family-dependent relations converge toward a common optimum: minimizing their dispersion yields $s_{\rm c}^2\approx 0.523\pm0.044$ and $\rm{X}\approx 0.173^{+0.020}_{-0.018}$ for all six families, or $s_{\rm c}^2\approx 0.496\pm0.092$ and $\rm{X}\approx 0.167^{+0.030}_{-0.029}$ when the family without $ω$ self-interaction is excluded. The corresponding radii are $11.73^{+1.08}_{-0.92}$ and $11.92^{+1.76}_{-1.28}\,\rm km$, respectively, with $95\%$ confidence intervals. A unified scaling fitted to all EOS samples supports both extractions. These results show how common stellar-structure relations can constrain NS core properties with reduced EOS-model dependence, even when existing observations cannot distinguish among the underlying EOS descriptions. | 中性子星（NS）の核の特性を推測する際には、仮定する状態方程式（EOS）に大きく左右されます。 本研究では、一般化されたω中間子自己相互作用を持つ非線形ワレツカモデルを用いて、同一の核および天体物理学的制約を受ける10^3個のサンプルを含む6つのEOSファミリーを構築しました。 これらの制約を満たしているにもかかわらず、各ファミリーは高密度領域における挙動や核の特性について著しく異なる予測を示しました。 また、高次のω相互作用は、純粋な核子物質内部に音速ピークを生成する可能性もあります。 このモデル依存性を低減するために、無次元のトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式（IPAD-TOV）の固有および摂動解析を使用して、中心音速の二乗 $s_{\rm c}^2$ の EOS に依存しない推定値 $Θ(\rm{X},Ψ)$ を導出します。 ここで、$\rm{X}=P_{\rm c}/\varepsilon_{\rm c}$ は中心 EOS パラメータであり、$Ψ$ は中心エネルギー密度に対する恒星質量の応答を特徴付けます。 標準的な $1.4\,M_\odot$ 中性子星の場合、$Θ$ はファミリー全体で $s_{\rm c}^2$ と線形相関します ($R^2\approx0.94$-$0.99$)。 ファミリー依存の関係は共通の最適値に収束します。 分散を最小化すると、6 つのファミリーすべてに対して $s_{\rm c}^2\approx 0.523\pm0.044$ および $\rm{X}\approx 0.173^{+0.020}_{-0.018}$ が得られ、$ω$ 自己相互作用のないファミリーを除外すると、$s_{\rm c}^2\approx 0.496\pm0.092$ および $\rm{X}\approx 0.167^{+0.030}_{-0.029}$ が得られます。 対応する半径は、それぞれ $11.73^{+1.08}_{-0.92}$ および $11.92^{+1.76}_{-1.28}\,\rm km$ であり、信頼区間は $95\%$ です。 すべての EOS サンプルに適合させた統一スケーリングは、両方の抽出を支持しています。 これらの結果は、既存の観測では基礎となる状態方程式の記述を区別できない場合でも、一般的な恒星構造の関係によって、状態方程式モデルへの依存度を低減しながら中性子星の核の特性を制約できることを示している。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the renormalization of Einstein gravity coupled to a scalar field in the Lagrange multiplier (LM) formulation, where a pair of quantum LM fields, $(λ'_{μν},σ')$, is coupled to the gauge-fixed gravitational and scalar equations of motion. Using the fact that in this approach there are no higher loop corrections, we show that renormalizing the two quantum LM fields at one-loop order absorbs, off-shell, five out of the six independent divergent structures. The remaining off-shell counterterm, proportional to $ (\partial_μ\barφ\,\partial^μ\barφ)^2, $ is nonzero on shell and cannot be absorbed by any LM field redefinition, since such redefinitions generate only counterterms that vanish on shell. In contrast, in pure gravity (no matter), the LM renormalization absorbs all one-loop divergences and no additional counterterms are required. The LM formulation therefore provides a sharp off-shell separation between equation-of-motion divergences, absorbed into LM field renormalizations, and the single irreducible structure. | 本研究では、ラグランジュ乗数（LM）定式化において、スカラー場と結合したアインシュタイン重力の再規格化を考察する。 この定式化では、一対の量子LM場、$(λ'_{μν},σ')$がゲージ固定された重力運動方程式およびスカラー運動方程式と結合される。 このアプローチでは高次ループ補正が存在しないという事実を利用して、2つの量子LM場を1ループ次数で再規格化すると、6つの独立した発散構造のうち5つがオフシェルで吸収されることを示す。 残りのオフシェルの対項は、$ (\partial_μ\barφ\,\partial^μ\barφ)^2, $に比例し、シェル上ではゼロではなく、いかなるLM場の再定義によっても吸収されない。 なぜなら、そのような再定義はシェル上で消滅する対項のみを生成するからである。 対照的に、純粋重力（物質なし）では、LM再規格化はすべての1ループ発散を吸収し、追加の対項は必要ない。 したがって、LM定式化は、LM場の繰り込みに吸収される運動方程式の発散と、単一の既約構造との間に、明確なオフシェル分離を提供する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We construct an exact Simpson-Visser solution in metric bumblebee gravity, supported by a phantom scalar, magnetic nonlinear electrodynamics, and a spacelike configuration of fixed norm. The independent vector equation determines a local Lagrange multiplier and a temporal component that permits a regular ingoing extension across metric horizons. Reconstruction of the matter functions identifies a continuous family of wormholes, null minimum geometries, and black-bounces within one action. In the black hole case, the areal photon sphere and critical timelike orbit radii retain their Schwarzschild values, whereas angular deflection, periapsis advance, and photon orbit instability depend on the bounce and bumblebee parameters. The metric shadow coincides with the Schwarzschild prediction at fixed lapse mass and areal observer position; in addition, the adopted Sgr A* shadow diameter and M87* angular mass comparisons do not determine these parameters separately. The coupled axial equations yield distinct tensor, metric, and transverse bumblebee characteristics. We compute fundamental auxiliary massless scalar and ordinary Maxwell probe resonances by Chebyshev spectral collocation and estimate the tensor and bumblebee resonance scales at leading geometric optics order. Nonnegative probe potentials exclude exponentially growing probe modes. For negative nonminimal coupling and a nonzero temporal case, however, the supporting electromagnetic field develops an angular gradient instability in its extraordinary polarization. The unstable characteristic persists in the coupled principal symbol, while a variational construction establishes growing modes on the fixed geometry and lower bounds on their growth rates. | 我々は、ファントムスカラー、磁気非線形電気力学、および固定ノルムの空間的構成によって支えられた、計量バンブルビー重力における厳密なシンプソン・ヴィッサー解を構築する。 独立ベクトル方程式は、計量地平線を横切る規則的な内向き拡張を可能にする局所ラグランジュ乗数と時間成分を決定する。 物質関数の再構成により、1つのアクション内に連続するワームホール、ヌル最小幾何学、およびブラックバウンスが特定される。 ブラックホールの場合、面積光子球と臨界時間的軌道半径はシュワルツシルト値を保持するが、角度偏向、近点前進、および光子軌道不安定性はバウンスとバンブルビーパラメータに依存する。 計量シャドウは、固定されたラプス質量と面積観測者位置でシュワルツシルトの予測と一致する。 さらに、採用されたSgr A*シャドウ直径とM87*角質量の比較では、これらのパラメータは個別に決定されない。 結合された軸方程式は、異なるテンソル、計量、および横方向のバンブルビー特性をもたらします。 チェビシェフスペクトルコロケーションにより、基本的な補助質量ゼロスカラーと通常のマックスウェルプローブ共鳴を計算し、主要な幾何光学次数でテンソルとバンブルビー共鳴スケールを推定します。 非負のプローブポテンシャルは、指数関数的に成長するプローブモードを排除します。 しかし、負の非最小結合と非ゼロの時間ケースでは、支持電磁場は異常偏光で角度勾配不安定性を発達させます。 不安定な特性は結合された主シンボルに持続しますが、変分構成により、固定されたジオメトリ上で成長するモードとそれらの成長率の下限が確立されます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| It is plausible that in a more fundamental theory of MOND both gravity and inertia will differ from their Newtonian versions. Such theories, if they embody the basic tenets of MOND, will share its primary predictions with existing theories, which modify either gravity or inertia. But they are expected to differ in their structure and in their secondary predictions. Here, I discuss families of nonrelativistic MOND theories that modify both the kinetic and the gravitational actions of Newtonian dynamics. Each family is spanned by one parameter $0\leη\le 1$, which is the scaling dimension of the deep-MOND limit of all terms in the action. Pure modified gravity ($η=0$) and pure modified inertia ($η=1$) are the end cases in each family. I speak of families, since the modified action terms themselves are not strictly specified, but are treated in rather general terms. These theories are artificial in that they are not based on a single unifying idea that dictates the modification of the two components. But they are still useful in pinpointing some idiosyncracies of such theories. For example, neither of the two modified terms, by itself, leads to MOND phenomenology; only their combined effect does. I show how the two combine to make some of the primary MOND predictions, such as asymptotic flatness of rotation curves, the mass-asymptotic-speed relation, and the deep-MOND, virial, mass-velocity-dispersion ($M-σ$) relation. Another idiosyncracy of such theories is the emergence of different interpolating functions in the kinetic equations of motion and in the gravitational field equations, each relevant under different circumstances, and neither of which have the standard deep-MOND limit. Such examples alert us to the wide range of theories that can lead to MOND phenomenology. | MONDのより根本的な理論では、重力と慣性の両方がニュートン力学のそれとは異なる可能性がある。 このような理論は、MONDの基本原理を体現していれば、重力または慣性のいずれかを修正する既存の理論と主要な予測を共有するだろう。 しかし、その構造と二次的な予測は異なると予想される。 ここでは、ニュートン力学の運動作用と重力作用の両方を修正する非相対論的MOND理論のファミリーについて議論する。 各ファミリーは、作用のすべての項のディープMOND極限のスケーリング次元である1つのパラメータ$0\leη\le 1$によって構成される。 純粋な修正重力（$η=0$）と純粋な修正慣性（$η=1$）は、各ファミリーの両端のケースである。 修正された作用項自体は厳密には指定されておらず、かなり一般的な用語で扱われているため、ファミリーという言葉を使う。 これらの理論は、2つの成分の修正を規定する単一の統一的なアイデアに基づいていないため、人工的である。 しかし、これらの理論は、こうした理論の特異性を特定する上で依然として有用である。 例えば、修正された2つの項は、それぞれ単独ではMOND現象論にはつながらず、両者が組み合わさった場合にのみMOND現象論につながる。 回転曲線の漸近的な平坦性、質量漸近速度関係、深層MONDのビリアルな質量速度分散（M-σ）関係など、主要なMOND予測の一部が、この2つの組み合わせによってどのように生じるかを示す。 こうした理論のもう一つの特異性は、運動方程式と重力場方程式に異なる補間関数が現れることであり、それぞれ異なる状況下で関連し、どちらも標準的な深層MOND極限を持たない。 こうした例は、MOND現象論につながる可能性のある理論の範囲が広いことを示唆している。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate primordial black hole (PBH) formation from primordial magnetic fields generated during a non-singular ekpyrotic bounce. A time-dependent coupling between the electromagnetic field and a scalar background breaks conformal invariance and amplifies gauge field fluctuations during contraction, generating magnetic fields whose anisotropic stress dominates during radiation domination. By retaining finite-wavenumber cutoffs, we compute the ultraviolet-dominated curvature spectrum, evaluate density-perturbation variance, and determine PBH abundances using both monochromatic and critical-collapse prescriptions. For benchmark parameters, the critical collapse mass spectrum peaks at $M\simeq 2.0\times10^{-3}M_\odot$ , with a total PBH dark matter fraction of $f_{PBH}\approx 10^{-5}$, forming a subdominant subsolar PBH population. Enforcing the cosmological overclosure bound ($f_{\mathrm{PBH}} \le 1$) constrains the primary background parameters, namely the end-of-contraction Hubble scale ($H_{\mathrm{end}} \le 1.6 \times 10^3~\mathrm{GeV}$) and the contraction exponent ($q \le 0.247$), establishing a physical boundary consistent with the electromagnetic backreaction limit. Shifting to asteroid-mass PBHs or a larger dark matter fraction requires modifying the ultraviolet cutoff and contraction duration. This analysis highlights the essential role of finite-wavenumber cutoffs and assumed-collapse prescriptions in linking bounce magnetogenesis to the predicted PBH abundance. | 非特異なエクピロティックバウンス中に生成された原始磁場からの原始ブラックホール（PBH）形成を調査する。 電磁場とスカラー背景との間の時間依存結合は、共形不変性を破り、収縮中にゲージ場の変動を増幅し、放射優勢時に異方性応力が支配的な磁場を生成する。 有限波数カットオフを保持することにより、単色処方と臨界崩壊処方の両方を使用して、紫外優勢曲率スペクトルを計算し、密度摂動分散を評価し、PBH存在量を決定する。 ベンチマークパラメータの場合、臨界崩壊質量スペクトルは$M\simeq 2.0\times10^{-3}M_\odot$でピークに達し、PBH暗黒物質の総割合は$f_{PBH}\approx 10^{-5}$となり、準優勢の太陽系以下のPBH集団を形成する。 宇宙論的オーバークロージャ境界 ($f_{\mathrm{PBH}} \le 1$) を適用することで、一次背景パラメータ、すなわち収縮終了時のハッブルスケール ($H_{\mathrm{end}} \le 1.6 \times 10^3~\mathrm{GeV}$) と収縮指数 ($q \le 0.247$) が制約され、電磁反作用限界と整合する物理的境界が確立されます。 小惑星質量 PBH やより大きなダークマター分率に移行するには、紫外線カットオフと収縮期間を変更する必要があります。 この分析は、バウンス磁気生成と予測される PBH の存在量を結びつける上で、有限波数カットオフと仮定された崩壊処方が果たす重要な役割を強調しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate Krylov-space dynamics of primordial perturbations in two-field inflation. Starting from the quadratic action for coupled curvature and entropy perturbations, we solve the mode equations with Bunch-Davies initial conditions and construct the corresponding quadratic Hamiltonian. The Gaussian quantum state is described by a four-mode squeezed state with two squeezing channels. We derive the evolution of the squeezing strength and squeezing angle and use them to evaluate the Krylov complexity, Krylov entropy, and channel-resolved Lanczos coefficients. Our numerical results show that the two channels remain weakly squeezed inside the horizon but develop different squeezing histories after horizon exit. The two channels exhibit different onset times and distinct oscillatory Krylov dynamics. The second channel develops strong squeezing earlier and dominates the intermediate evolution, whereas the first channel shows a delayed enhancement. The corresponding Krylov complexities exhibit oscillatory structures across horizon crossing and pronounced fluctuations in the strongly squeezed superhorizon regime. These oscillations originate from the relative phases entering the squeezing equations and are amplified through the nonlinear relation between Krylov complexity of different channels. | 2場インフレーションにおける原始摂動のクリロフ空間ダイナミクスを調査する。 結合した曲率とエントロピー摂動に対する二次作用から出発し、バンチ・デイヴィス初期条件でモード方程式を解き、対応する二次ハミルトニアンを構築する。 ガウス量子状態は、2つのスクイーズチャネルを持つ4モードスクイーズ状態によって記述される。 スクイーズ強度とスクイーズ角の進化を導出し、それらを用いてクリロフ複雑性、クリロフエントロピー、およびチャネル分解ランチョス係数を評価する。 数値計算結果によると、2つのチャネルは地平線内では弱くスクイーズされたままだが、地平線を抜けた後は異なるスクイーズ履歴を発達させる。 2つのチャネルは異なる開始時間と明確な振動クリロフダイナミクスを示す。 2番目のチャネルはより早く強いスクイーズを発達させ、中間的な進化を支配する一方、最初のチャネルは遅れて増強される。 対応するクリロフ複雑性は、地平線をまたぐ際に振動構造を示し、強く圧縮された超地平線領域では顕著な変動を示す。 これらの振動は、圧縮方程式に現れる相対位相に起因し、異なるチャネルのクリロフ複雑性間の非線形関係によって増幅される。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| A confident detection of orbital eccentricity in gravitational-wave signals from black hole-neutron star systems would be a strong indicator of their dynamical formation origin. While eccentric waveform models have recently been developed, their validity for analyzing black hole--neutron star signals has yet to be tested against numerical-relativity simulations. Building upon our previous study of quasicircular black hole--neutron star mergers, we perform simulations of a subset of these systems with orbital eccentricities around five times larger than those inferred for GW200105_162426. Additionally, we perform simulations with magnetized matter to assess whether trapped $g$-mode oscillations persist in strongly magnetized disks. Regarding the emitted gravitational-wave signal, we find that the effective one-body waveform model SEOBNRv5EHM shows reasonable agreement unless tidal contributions become important, and the inspiral-only post-Newtonian models pyEFPE/pyEFPEHM show larger disagreement in the late inspiral. For the equal-mass system, which has the largest effective tidal deformability, eccentric tidal corrections have a small but noticeable impact on the phase, $\sim0.1$ rad. We find an almost negligible impact of eccentricity on the properties of the remnant black hole, and differences of up to a factor of two in the remnant disk mass. Trapped $g$ modes in the accretion disks have the same frequency regardless of the eccentricity, confirming that they depend mainly on the properties of the remnant black hole. We find that when accretion disks are strongly magnetized, they become less dense and have less pronounced structure, and that the trapped $g$ modes previously identified in the unmagnetized cases are efficiently damped. | ブラックホール・中性子星系からの重力波信号における軌道離心率の確実な検出は、それらの力学的形成起源の強力な指標となるだろう。 最近、離心率波形モデルが開発されたが、ブラックホール・中性子星信号の解析におけるその妥当性は、数値相対論シミュレーションとの比較でまだ検証されていない。 準円形ブラックホール・中性子星合体に関する我々の以前の研究に基づいて、GW200105_162426で推定された軌道離心率の約5倍の軌道離心率を持つこれらの系のサブセットのシミュレーションを実行する。 さらに、磁化された物質を用いたシミュレーションを実行して、捕捉された$g$モード振動が強く磁化された円盤で持続するかどうかを評価する。 放出される重力波信号に関して、潮汐寄与が重要にならない限り、有効な1体波形モデルSEOBNRv5EHMは妥当な一致を示し、インスパイラルのみのポストニュートンモデルpyEFPE/pyEFPEHMはインスパイラル後期に大きな不一致を示すことがわかりました。 有効な潮汐変形率が最大である等質量系の場合、偏心潮汐補正は位相に小さくても顕著な影響（約0.1ラジアン）を与えます。 離心率が残骸ブラックホールの特性に及ぼす影響はほぼ無視できる程度であり、残骸円盤の質量には最大で2倍の差があることがわかりました。 降着円盤に捕捉されたgモードは離心率に関係なく同じ周波数を持ち、主に残骸ブラックホールの特性に依存することが確認されました。 降着円盤が強く磁化されると、密度が低下し、構造が不明瞭になり、非磁化の場合に以前に確認された捕捉された$g$モードが効率的に減衰することがわかった。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We investigate the fate of big-bang singularity and coherence between distinct clock states in a quantum cosmological setting within the Page-Wootters framework. With a canonically quantized plane-symmetric Bianchi I universe, we employ Dirac factorization of the Wheeler-DeWitt constraint and obtain a Schrodinger-like equation which is first-order in an internal clock variable. By constructing its solution as a Gaussian wave packet in the expanding branch, we derive the corresponding conditional state and probability density of the universe. We find that the conditional probability density vanishes in the zero-volume limit, indicating resolution of the big-bang singularity within this probabilistic framework. Another prespective of the study is provided by the construction of density matrix from the conditional states associated with different clock readings and the remaining degree of freedom. By tracing out the remaining subsystem, we obtain the reduced density matrix and analyze the resulting coherence as a function of separation between different clock states. These results provide a relational characterization of singularity resolution and demonstrate how the spectral properties of the quantum state govern the temporal coherence between different clock states in the Page-Wootters description. | Page-Woottersフレームワーク内の量子宇宙論的設定において、ビッグバン特異点の運命と異なるクロック状態間のコヒーレンスを調査する。 正準量子化された平面対称Bianchi I宇宙において、Wheeler-DeWitt制約のDirac因子分解を用いて、内部クロック変数に関して1次のSchrödinger型方程式を得る。 膨張ブランチにおけるガウス波束としてその解を構築することにより、宇宙の対応する条件付き状態と確率密度を導出する。 条件付き確率密度はゼロ体積極限でゼロになることがわかり、この確率論的フレームワーク内でビッグバン特異点が解消されることを示している。 この研究のもう1つの視点は、異なるクロック読み取り値と残りの自由度に関連付けられた条件付き状態から密度行列を構築することによって提供される。 残りのサブシステムをトレースアウトすることにより、縮約密度行列を取得し、結果として得られるコヒーレンスを異なるクロック状態間の分離の関数として分析する。 これらの結果は、特異点解消の関係的特徴付けを提供し、Page-Wootters記述において、量子状態のスペクトル特性が、異なるクロック状態間の時間的コヒーレンスをどのように支配するかを示している。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We study the bound states perturbations in the interior of the Schwarzschild black hole and examine whether or not their microstates spectrum can furnish a statistical description of the black hole entropy. These states contain a discrete set of modes characterized by the labels $(s, p,\ell,m)$, where $s$ represents the spin of the species, $p$ denotes the radial excitation number while $(\ell,m)$ are the usual angular momentum labels. Requiring that the shortest wavelength resolved by the highly excited bound states remains above the quantum gravity scale introduces an angular cutoff $\ell_{\rm max}\sim r_H/L_{\rm Pl}$. The resulting angular degeneracy therefore scales with the horizon area. We count the corresponding configurations in the microcanonical ensemble and find an entropy of the form $S_{\rm bs}=αA/\hbar G$. Demanding that the bound state sector to be in thermal equilibrium with the black hole at the Hawking temperature fixes the fraction of the bound state energy in total black hole energy. For the gravitational perturbations sector, the equilibrium bound state contribution in entropy and the energy fraction are typically small. We also examine the conditions under which the bound states could account for the full black hole entropy. Although such saturation is possible at the level of state counting, it requires an order unity fraction in the black hole energy and therefore the backreactions on the background geometry cannot be ignored. | 我々はシュワルツシルトブラックホールの内部における束縛状態の摂動を研究し、それらのミクロ状態スペクトルがブラックホールのエントロピーの統計的記述を提供できるかどうかを調べる。 これらの状態は、$(s, p,\ell,m)$ というラベルで特徴付けられる離散的なモードのセットを含み、$s$ は種のスピンを表し、$p$ は動径励起数を表し、$(\ell,m)$ は通常の角運動量ラベルである。 高励起束縛状態によって分解される最短波長が量子重力スケールより上であるように要求すると、角度カットオフ $\ell_{\rm max}\sim r_H/L_{\rm Pl}$ が導入される。 したがって、結果として生じる角度縮退は地平線の面積に比例する。 我々はミクロカノニカルアンサンブルにおける対応する構成を数え、$S_{\rm bs}=αA/\hbar G$ の形のエントロピーを見つける。 束縛状態セクターがホーキング温度でブラックホールと熱平衡状態にあることを要求することで、ブラックホールの全エネルギーに占める束縛状態エネルギーの割合が固定されます。 重力摂動セクターの場合、平衡束縛状態のエントロピーへの寄与とエネルギーの割合は通常小さいです。 また、束縛状態がブラックホールの全エントロピーを説明できる条件についても検討します。 このような飽和は状態計数レベルでは可能ですが、ブラックホールのエネルギーにオーダー1の割合が必要となるため、背景幾何学への反作用を無視することはできません。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this paper, we consider axial perturbations on the magnetically charged string-inspired Euler-Heisenberg black hole. Since axial metric perturbation decouples from axial electromagnetic perturbation, here we mainly focus on axial gravitational perturbation. By using WKB approximation and AIM methods, we make a detailed analysis of the gravitational quasinormal frequencies by varying the characteristic parameters of gravitational perturbation and black holes. It is found these results obtained through the AIM method are in good agreement with those of obtained by WKB method, including these results extracted from the time-domain profiles. The greybody factor is calculated by WKB method. The effects of these parameters $Q_m$, $ε$ and multipole number $l$ on the greybody factor are also studied. | 本論文では、磁気的に帯電した弦に着想を得たオイラー・ハイゼンベルクブラックホールの軸方向摂動を考察する。 軸方向計量摂動は軸方向電磁摂動とは分離されるため、ここでは主に軸方向重力摂動に焦点を当てる。 WKB近似法とAIM法を用いて、重力摂動とブラックホールの特性パラメータを変化させることで、重力準正規周波数の詳細な解析を行う。 AIM法によって得られたこれらの結果は、時間領域プロファイルから抽出された結果を含め、WKB法によって得られた結果とよく一致することがわかった。 グレイボディ因子はWKB法によって計算される。 これらのパラメータ$Q_m$、$ε$、多重極数$l$がグレイボディ因子に及ぼす影響も研究する。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We prove the formation of trapped surfaces for the Einstein--Euler system in 3+1 dimensions beyond spherical symmetry. We consider smooth characteristic initial data in a short-pulse regime with rapid fluid injection. Starting from initial data containing no trapped surfaces, we obtain two sufficient criteria for trapped surface formation, corresponding to the shear and fluid contributions, respectively. In particular, for the fluid-driven criterion, we impose no positive lower bound on the shear flux. To handle the multiple propagation speeds associated with gravitational waves, sound waves, and fluid transport, our analysis combines three ingredients: a coercive fluid energy current whose null fluxes reflect the unequal velocity components, curvature renormalizations adapted to the matter terms, and weighted geometric estimates controlling derivatives in all spacetime directions. To ensure that fluid injection alone can lead to trapped surface formation, we use particle-number conservation in a designed spacetime region to control the focusing process and obtain the desired sphere-integrated fluxes. | 我々は、球対称性を超えた 3+1 次元のアインシュタイン-オイラー系におけるトラップ面の形成を証明する。 我々は、流体の急速な注入を伴う短パルス領域における滑らかな特性初期データを考慮する。 トラップ面を含まない初期データから出発して、せん断と流体の寄与にそれぞれ対応する、トラップ面形成のための 2 つの十分条件を得る。 特に、流体駆動条件については、せん断流束に正の下限を課さない。 重力波、音波、流体輸送に関連する複数の伝播速度を扱うために、我々の解析は、不均等な速度成分を反映するゼロ流束を持つ強制流体エネルギー流、物質項に適合した曲率再正規化、およびすべての時空方向の微分を制御する重み付き幾何学的推定の 3 つの要素を組み合わせている。 流体注入のみでトラップ面形成につながることを保証するために、我々は設計された時空領域における粒子数保存を使用して集束プロセスを制御し、所望の球積分流束を得る。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Gravitational waves (GWs) induce quantum transitions between photon orbital-angular-momentum (OAM) states with amplitudes $α_{\pm}$. Exploiting this effect, we present a displacement-noise-free detection framework that extracts GW information from the OAM Hilbert space. Parametrized quantum state tomography of the GW-induced OAM sidebands enables a single V-shaped detector to resolve all seven wave parameters: the frequency, propagation direction, two polarization amplitudes, and initial phase of each polarization. Direct detection of the sidebands yields a weak signal of approximately $10^{-15}\,\mathrm{W}$. We therefore introduce a stronger reference state $r |0>_{\mathrm{P}}$, with $r=0.01$, to enhance the detected signal. For an arm length of $L=4\,\mathrm{m}$, $N=160$ round trips, a paraxial parameter of $γ=0.1$, an incident light power of $P_{\mathrm{BS}}=10\,\mathrm{kW}$, a wavelength of $λ_{\mathrm{opt}}=1064\,\mathrm{nm}$, and GW amplitudes of $A=10^{-18}$, we estimate sideband transition amplitudes of $|α_{\pm}|\sim10^{-10}$ and signal powers of order $1\,\mathrm{nW}$, scaling as $P_{\mathrm{BS}}α_{\pm}\propto P_{\mathrm{BS}}ANLγ/λ_{\mathrm{opt}}$. The shot-noise-limited sensitivity floor is $S^{1/2}_n=1.6\times10^{-20}\,\mathrm{Hz}^{-1/2}$. Because the scheme measures OAM transition amplitudes rather than differential arm lengths, it is intrinsically free from displacement noise and provides a broadband probe of GWs, specifically bridging the $0.1$--$10\,\mathrm{Hz}$ mid-frequency gap. | 重力波 (GW) は、振幅 $α_{\pm}$ を持つ光子軌道角運動量 (OAM) 状態間の量子遷移を引き起こします。 この効果を利用して、OAM ヒルベルト空間から GW 情報を抽出する変位ノイズのない検出フレームワークを提示します。 GW によって誘発される OAM サイドバンドのパラメータ化された量子状態トモグラフィーにより、単一の V 字型検出器で、周波数、伝搬方向、2 つの偏光振幅、および各偏光の初期位相という 7 つの波パラメータすべてを解読できます。 サイドバンドを直接検出すると、約 $10^{-15}\,\mathrm{W}$ の弱い信号が得られます。 そこで、検出信号を強化するために、$r=0.01$ のより強い参照状態 $r |0>_{\mathrm{P}}$ を導入します。 腕の長さ $L=4\,\mathrm{m}$、往復 $N=160$、近軸パラメータ $γ=0.1$、入射光パワー $P_{\mathrm{BS}}=10\,\mathrm{kW}$、波長 $λ_{\mathrm{opt}}=1064\,\mathrm{nm}$、GW 振幅$A=10^{-18}$ として、$|α_{\pm}|\sim10^{-10}$ の側波帯遷移振幅と $1\,\mathrm{nW}$ の次数の信号電力を推定します。 スケーリングは $P_{\mathrm{BS}}α_{\pm}\propto P_{\mathrm{BS}}ANLγ/λ_{\mathrm{opt}}$ です。 ショットノイズ限界感度は $S^{1/2}_n=1.6\times10^{-20}\,\mathrm{Hz}^{-1/2}$ です。 この方式は、差動アーム長ではなく OAM 遷移振幅を測定するため、本質的に変位ノイズがなく、重力波の広帯域プローブを提供し、特に $0.1$～$10\,\mathrm{Hz}$ の中周波数ギャップを埋めます。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In this work we investigate the relation between gauge and geometric descriptions of two-dimensional dilaton gravity at the level of discrete path integrals. We develop a Regge discretization of Euclidean two-dimensional dilaton gravity using homogeneously curved simplices, as well as a ribbon refined discretization of two-dimensional BF theory adapted to homogeneously curved spacetimes. For Euclidean signature and vanishing or negative cosmological constant we show how the ribbon BF discretization, through appropriate gauge fixings, leads to the Regge dilaton gravity formulation. The resulting correspondence makes explicit how a geometric Regge path integral with its associated measure emerges from its gauge theoretic formulation. | 本研究では、離散経路積分レベルにおける2次元ダイラトン重力のゲージ記述と幾何学的記述の関係を考察する。 均質に曲がった単体を用いてユークリッド2次元ダイラトン重力のレッジ離散化を行うとともに、均質に曲がった時空に適合させた2次元BF理論のリボン細分化離散化を行う。 ユークリッド符号と宇宙定数がゼロまたは負の場合、適切なゲージ固定によってリボンBF離散化がレッジダイラトン重力の定式化につながることを示す。 得られた対応関係により、関連する測度を持つ幾何学的レッジ経路積分がゲージ理論的定式化からどのように出現するかが明確になる。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| This thesis maps two exotic black-hole geometries onto the transonic flow of a de Laval nozzle and reads their perturbative response in aerodynamic variables. The first is the hairy black hole of gravitational decoupling, constrained by the dominant energy condition and by the existence of a horizon. The second is the Calmet-Kuipers metric, short-ranged and governed by the single Wilson coefficient of the dimension-six operator that the two-loop Goroff-Sagnotti divergence identifies. Perturbations of spin 0, 1/2, 1 and 2 reduce to a Schrödinger-type wave equation, whose spectrum the Mashhoon method returns as a whole overtone tower in closed form, every frequency damped. The two corrections are distinguished by which channel responds and by how strongly all of them do, the quantum coupling moving the quality factor by up to 37% in the scalar and Dirac channels and by about 10% in the other two, while the hair acts on every channel alike. Identifying the two tortoise coordinates turns the equality of the potentials into a Sturm-Liouville problem, so that the prescribed barrier fixes the wall profile and with it the flow variables and the thrust coefficient. The hair is felt across the whole divergent section, whereas the quantum correction registers only near the throat and grows as the inverse fourth power of the mass, which confines it to primordial black holes. The analogy is kinematical, so the duct reproduces the scattering of perturbations off these geometries without reproducing the field equations behind them. | この論文では、2 つの特異なブラックホール形状をド・ラバルノズルの遷音速流にマッピングし、それらの摂動応答を空力変数で読み取る。 1 つ目は、支配的なエネルギー条件と事象の地平線の存在によって制約される、重力デカップリングの毛むくじゃらのブラックホールである。 2 つ目は、短距離であり、2 ループのゴロフ・サグノッティ発散によって特定される次元 6 演算子の単一のウィルソン係数によって支配されるカルメット・カイパース計量である。 スピン 0、1/2、1、2 の摂動はシュレーディンガー型の波動方程式に還元され、そのスペクトルはマシュフーン法によって、すべての周波数が減衰した閉じた形式の完全な倍音塔として返される。 2 つの補正は、どのチャネルが応答するか、またそれらすべてがどの程度強く応答するかによって区別されます。 量子結合は、スカラーチャネルとディラックチャネルでは品質係数を最大 37%、他の 2 つのチャネルでは約 10% 変化させますが、ヘアはすべてのチャネルに同様に作用します。 2 つの亀の座標を同一視すると、ポテンシャルの等価性がシュトゥルム・リウヴィル問題に変わり、規定された障壁によって壁の形状が固定され、それによって流れの変数と推力係数も固定されます。 ヘアは発散セクション全体で感じられますが、量子補正は喉の近くでのみ記録され、質量の 4 乗の逆数として増加するため、原始ブラックホールに限定されます。 類推は運動学的であるため、ダクトはこれらの幾何学からの摂動の散乱を再現しますが、それらの背後にある場の方程式は再現しません。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We construct exact anti-de Sitter (AdS) waves and pp-waves in ghost-free multi-gravity beyond pairwise interactions for an arbitrary number $\mathcal{N}$ of vielbeins, in any spacetime dimension $D\geq3$. Deforming proportional AdS and Minkowski solutions along a common null direction reduces the full nonlinear field equations to coupled linear differential equations for the wave profiles, without restricting their amplitudes. The system is diagonalised in the same eigenbasis as the perturbative Fierz-Pauli mass matrix, separating the solutions into one massless and $\mathcal{N}-1$ massive eigenprofiles. We obtain explicit radial and transverse solutions and impose an AdS boundary falloff. This falloff admits the appropriate radial branch of every mode with non-negative squared mass and excludes profiles with negative squared masses, including logarithmic solutions at the Breitenlohner-Freedman threshold. We also relate the AdS waves to pp-waves through a local flat limit. Explicit examples exhibit wave configurations that cannot be reproduced by ghost-free pairwise theories, demonstrating that genuine multi-field interactions support new exact gravitational-wave solutions. | 任意の時空次元 $D\geq3$ において、任意の数のヴィールバイン $\mathcal{N}$ に対して、ゴーストフリー多重重力におけるペアワイズ相互作用を超えた厳密な反ド・ジッター (AdS) 波と pp 波を構築します。 比例 AdS 解とミンコフスキー解を共通のヌル方向に沿って変形すると、完全な非線形場方程式が波動プロファイルの結合線形微分方程式に還元され、振幅に制限はありません。 システムは摂動フィエルツ・パウリ質量行列と同じ固有基底で対角化され、解は 1 つの質量のない固有プロファイルと $\mathcal{N}-1$ 個の質量のある固有プロファイルに分離されます。 明示的な半径方向および横方向の解を取得し、AdS 境界の減衰を課します。 この減衰は、非負の二乗質量を持つすべてのモードの適切な半径方向の分岐を許容し、ブライテンローナー・フリードマン閾値での対数解を含む、負の二乗質量を持つプロファイルを除外します。 また、局所的な平坦極限を通して、AdS波とpp波の関係を明らかにします。 具体的な例では、ゴーストフリーの対理論では再現できない波動構成を示しており、真の多場相互作用が新たな厳密な重力波解を裏付けていることを示しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Current pulsar timing arrays could detect gravitational wave memory, which would provide a unique test of general relativity. In order to optimize our searches for gravitational wave memory in pulsar timing arrays, we integrate the optimal frequentist statistics for GW memory into the \texttt{enterprise} code suite. We additionally test a noise marginalized version of this statistic, and compare it's effectiveness to the simpler maximum posterior method. We perform these tests on simulated pulsar timing array with red and white noise content, as well as the NANOGrav $15$-year data set. We find no significant variations in our detection statistics between the noise-marginalized and the maximum-posterior methods for the simulated datasets, and only small variations in the NANOGrav $15$-year comparisons. We conclude that for realistic PTAs the noise-marginalization method could be useful for assigning a false alarm probability to Bayesian results, though the maximum posterior method is sufficient for identifying potentially detectable signals. | 現在のパルサータイミングアレイは重力波メモリを検出できる可能性があり、これは一般相対性理論のユニークな検証手段となる。 パルサータイミングアレイにおける重力波メモリの探索を最適化するために、重力波メモリの最適な頻度論的統計をエンタープライズコードスイートに統合した。 さらに、この統計のノイズ周辺化バージョンをテストし、その有効性をより単純な最大事後確率法と比較した。 これらのテストは、赤色ノイズと白色ノイズを含むシミュレーションされたパルサータイミングアレイと、NANOGravの15年間のデータセットに対して実施した。 シミュレーションされたデータセットでは、ノイズ周辺化法と最大事後確率法の間で検出統計に大きな違いは見られず、NANOGravの15年間の比較ではわずかな違いしか見られなかった。 現実的なPTAの場合、ノイズ周辺化法はベイズ結果に誤警報確率を割り当てるのに役立つ可能性があるが、最大事後確率法は潜在的に検出可能な信号を特定するのに十分であると結論付けた。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| The low-frequency gravitational waveform emitted in a classical scattering process contains an infinite tower of late- and early-time tail terms of the form $u^{-r}(\ln|u|)^{r-1}$, $r \geq 1$. In the Newtonian limit, the coefficients of this entire tower have recently been shown to be universal, i.e. fixed by the asymptotic data of the scattering objects alone. At the retained order in the velocity expansion, these leading-logarithmic tails are determined to all orders in Newton's constant $G$. We extend this result to the first subleading order in the post-Newtonian expansion of the asymptotic states. We consider scattering of an arbitrary number of incoming and outgoing nonrelativistic objects interacting only through gravity at long range, and we derive the complete tower of tail terms at this order. The correction arises from the first subleading term in the retardation expansion and is determined by the asymptotic Newtonian trajectories of the massive particles. Its coefficients are again determined entirely by the asymptotic trajectories and are independent of the details of the interaction. For $2\to2$ scattering, the leading-logarithmic series can be summed in closed form. Our results agree with a relativistic conjecture proposed in earlier work arXiv:2610.07134. | 古典的な散乱過程で放出される低周波重力波形には、$u^{-r}(\ln|u|)^{r-1}$ ($r \geq 1$) の形の、時間初期および後期の無限の尾部項が含まれています。 ニュートン極限では、この尾部項全体の係数は最近、普遍的、すなわち散乱物体の漸近データのみによって決定されることが示されました。 速度展開の保持された次数では、これらの主要な対数尾部項は、ニュートン定数 $G$ のすべての次数まで決定されます。 我々は、この結果を漸近状態のポストニュートン展開の最初の副次数に拡張します。 我々は、長距離で重力のみを介して相互作用する任意の数の入射および出射非相対論的物体の散乱を考え、この次数での尾部項の完全な尾部項を導出します。 この補正項は、遅延展開における最初の副次項から生じ、質量粒子の漸近的なニュートン軌道によって決定されます。 その係数は、やはり漸近軌道によって完全に決定され、相互作用の詳細には依存しません。 2→2散乱の場合、主要対数級数は閉じた形で総和できます。 我々の結果は、以前の研究arXiv:2610.07134で提案された相対論的予想と一致します。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Nonlocal modifications of gravity provide a theoretically motivated framework in which cosmic acceleration can emerge dynamically without introducing a fundamental cosmological constant. We revisit the cosmological predictions of the Maggiore--Mancarella nonlocal $R\,\Box^{-2}R$ model, with particular emphasis on its background dynamics and observational viability in light of recent DESI baryon acoustic oscillation measurements. A key feature of the theory is its predictive character: for fixed standard cosmological parameters, each value of the nonlocal parameter determines a specific effective pair $(w_0,w_a)$, so that the model traces a restricted trajectory in the Chevallier--Polarski--Linder plane rather than spanning the full phenomenological parameter space. We construct this mapping explicitly and confront the model with observations by implementing its cosmological dynamics in a Boltzmann solver and performing a Markov chain Monte Carlo analysis using Cosmic Microwave Background, supernova, and DESI BAO data. We find that current datasets constrain the nonlocal parameter close to the $Λ$CDM limit, with no statistically significant preference for nonlocal deviations. | 重力の非局所的修正は、基本的な宇宙定数を導入することなく、宇宙の加速が動的に発生する理論的に動機づけられた枠組みを提供する。 我々は、最近のDESIバリオン音響振動測定を踏まえ、特にその背景ダイナミクスと観測的妥当性に重点を置き、Maggiore-Mancarella非局所$R\,\Box^{-2}R$モデルの宇宙論的予測を再検討する。 この理論の重要な特徴は、その予測的性質である。 固定された標準宇宙論的パラメータに対して、非局所パラメータの各値は特定の有効ペア$(w_0,w_a)$を決定するため、モデルは現象論的パラメータ空間全体を網羅するのではなく、Chevallier-Polarski-Linder平面内の制限された軌跡をたどる。 我々は、ボルツマンソルバーでその宇宙論的ダイナミクスを実装し、宇宙マイクロ波背景放射、超新星、およびDESI BAOデータを使用してマルコフ連鎖モンテカルロ解析を実行することにより、このマッピングを明示的に構築し、モデルを観測と比較する。 現在のデータセットでは、非局所パラメータはΛCDM限界に近い値に制限され、非局所偏差に対する統計的に有意な選好は見られないことがわかった。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| Near the threshold between scattering and capture by a Schwarzschild black hole, a particle spends a long time close to an unstable circular orbit, which in the ultrarelativistic limit approaches the light ring. Here we study the behavior of the gravitational wave fluxes emitted by such an ultrarelativistic particle at first order in the mass ratio. The fluxes radiated to infinity and absorbed by the horizon diverge as the inverse distance from the light ring multiplied by its logarithm. Using the Wentzel, Kramers, and Brillouin (WKB) approximation to solve the Regge-Wheeler equation and treating the infinite harmonic sum analytically, we derive an exact expression for the coefficient of this logarithmic enhancement and show that it is identical for both fluxes. We then estimate the coefficients of the subleading pole contributions by combining numerical calculations at low multipoles with the exact asymptotics at large multipoles. We further conjecture an extension to equatorial circular orbits in Kerr. Interestingly, our results also inform the analytical structure of the energy and angular momentum losses of ultrarelativistic scattering orbits near the light ring. More broadly, our work illustrates how WKB methods can provide the asymptotic behavior of self-force observables in regimes where numerical mode sums become increasingly challenging. | シュワルツシルトブラックホールによる散乱と捕獲の境界付近では、粒子は不安定な円軌道の近くに長時間滞在し、超相対論的極限では、この軌道は光の環に近づきます。 ここでは、このような超相対論的粒子から放出される重力波フラックスの質量比の一次の挙動を調べます。 無限遠に放射され、事象の地平線に吸収されるフラックスは、光の環からの逆距離にその対数を掛けた値として発散します。 レッジ・ウィーラー方程式を解くためにウェンツェル、クレイマース、ブリルアン（WKB）近似を使用し、無限調和和を解析的に扱うことで、この対数的増強の係数の正確な式を導出し、それが両方のフラックスで同一であることを示します。 次に、低多重極での数値計算と高多重極での正確な漸近式を組み合わせることで、副次的な極寄与の係数を推定します。 さらに、カーの赤道円軌道への拡張を予想します。 興味深いことに、我々の結果は、光環近傍における超相対論的散乱軌道のエネルギーおよび角運動量損失の解析構造についても示唆を与えている。 さらに広く言えば、我々の研究は、数値モード和がますます困難になる領域において、WKB法が自己力観測量の漸近挙動をどのように提供できるかを示している。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| In analytically tractable models of Einstein-scalar critical collapse, it has been shown that the quantum self-energy of the collapsing matter in the dominant $s$-wave sector grows with Lyapunov exponent $D-2$, eventually competing with the classical instability that controls black hole formation. This competition shifts the naked singularity threshold and produces a finite mass gap within semiclassical control, yet that control may appear threatened as the spacetime dimension $D\to\infty$. We study this quantum growing mode in both continuously (CSS) and discretely (DSS) self-similar critical spacetimes at large $D$ and establish that the universal Lyapunov exponent survives both forms of self-similarity. In CSS, the classical approach to a naked singularity is interrupted by the appearance of trapped surfaces. At large $D$, the horizon tracing reduces to a Bessel problem, yielding a quantum wall whose radius obeys $r_h\propto(D-2)^{-2}$. This radius can remain above the Planck scale at finite $D$, although maintaining this hierarchy becomes increasingly demanding as $D$ grows. In DSS, the same growth is modulated by echoing and can retain memory of previous echoes. The simplest anomaly-induced action exhibits accumulating memory but is singular at the spherical center. We construct a covariant one-loop action whose stress tensor remains smooth throughout the DSS domain and organize it into an echo-periodic structure without memory. This suggests that the smooth vacuum polarization of the genuine four-dimensional DSS Choptuik spacetime may similarly be governed by its exact echoing symmetry. | アインシュタイン・スカラー臨界崩壊の解析的に扱いやすいモデルでは、支配的な $s$ 波セクターにおける崩壊物質の量子自己エネルギーが、リアプノフ指数 $D-2$ で増加し、最終的にはブラックホール形成を制御する古典的不安定性と競合することが示されています。 この競合により裸の特異点の閾値がシフトし、半古典的制御内で有限の質量ギャップが生成されますが、時空次元 $D\to\infty$ になるとその制御が脅かされる可能性があります。 我々は、大きな $D$ における連続的 (CSS) および離散的 (DSS) 自己相似臨界時空の両方でこの量子増加モードを研究し、普遍的なリアプノフ指数が両方の自己相似性で存続することを確立します。 CSS では、裸の特異点への古典的アプローチは、トラップされた表面の出現によって中断されます。 大きな $D$ では、地平線の追跡はベッセル問題に帰着し、半径が $r_h\propto(D-2)^{-2}$ に従う量子壁が得られます。 この半径は有限の $D$ ではプランクスケールを超えることができますが、この階層を維持することは $D$ が大きくなるにつれてますます困難になります。 DSS では、同じ成長がエコーによって変調され、以前のエコーの記憶を保持することができます。 最も単純な異常誘導作用は記憶を蓄積しますが、球の中心で特異になります。 我々は、DSS 領域全体で応力テンソルが滑らかである共変 1 ループ作用を構築し、それを記憶のないエコー周期構造に組織化します。 これは、真の 4 次元 DSS チョプトゥイク時空の滑らかな真空偏極が同様にその正確なエコー対称性によって支配されている可能性があることを示唆しています。 |
| Original Text | 日本語訳 |
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| We develop a finite-cutoff holographic description of the double-scaled SYK (DSSYK) model. We construct microscopic deformations of Kourkoulou-Maldacena and thermofield-double SYK states whose double-scaling limits reproduce a lower-dimensional analogue of $\text{T}\overline{\text{T}}$ and $\text{T}\overline{\text{T}}+Λ_2$ deformations, which we denote $T^2$ and $T^2+Λ_1$, respectively. The ensemble-averaged theory describes wormhole states in finite-cutoff sine dilaton gravity, and finite-cutoff anti-de Sitter and de Sitter geometries in the low- and high-energy regimes, respectively. The analysis includes both perturbative and non-perturbative solutions to the energy spectrum flow equation, and the regions behind and beyond the respective horizons. Only the perturbative branch admits physical quantum states. We study how to incorporate end-of-the-world (ETW) branes in the finite cutoff holographic dictionary. The ETW brane leads to an additional boundary theory deformation, which leads to black hole or eternal traversable wormhole geometries depending on the existence of normalizable bound states. We extend the finite cutoff length evaluations for constant mean curvature (CMC) slices, and interpret them as complexity in the boundary theory. We discuss possible extensions with matter. Our results provide a microscopic framework for studying the finite-cutoff boundaries, CMC slices and branes in the holographic dictionary of DSSYK. | 我々は、二重スケールSYK（DSSYK）モデルの有限カットオフホログラフィック記述を開発する。 我々は、Kourkoulou-Maldacena状態と熱場二重SYK状態の微視的変形を構築し、その二重スケール極限が、$\text{T}\overline{\text{T}}$および$\text{T}\overline{\text{T}}+Λ_2$変形の低次元類似物を再現する。 これらをそれぞれ$T^2$および$T^2+Λ_1$と表記する。 アンサンブル平均理論は、有限カットオフ正弦膨張重力におけるワームホール状態、および低エネルギー領域と高エネルギー領域における有限カットオフ反ド・ジッター幾何学とド・ジッター幾何学を記述する。 解析には、エネルギースペクトルフロー方程式の摂動解と非摂動解の両方、およびそれぞれの地平線の前後の領域が含まれる。 摂動分岐のみが物理的な量子状態を許容する。 本研究では、世界の終わり（ETW）ブレーンを有限カットオフホログラフィック辞書に組み込む方法を研究する。 ETWブレーンは境界理論に新たな変形をもたらし、正規化可能な束縛状態の存在に応じてブラックホールまたは永遠に通過可能なワームホールの幾何学構造を生み出す。 我々は、定平均曲率（CMC）スライスに対する有限カットオフ長の評価を拡張し、それを境界理論における複雑性として解釈する。 また、物質を用いた拡張の可能性についても議論する。 本研究の結果は、DSSYKのホログラフィック辞書における有限カットオフ境界、CMCスライス、およびブレーンを研究するための微視的な枠組みを提供する。 |