¿Son los agujeros negros primordiales materia oscura?

Tabla de enlaces

Resumen y 1 Introducción

2 Algunas preguntas abiertas

2.1 ¿Cuál es la abundancia de PBH?

2.2 ¿Cuál es el efecto de la agrupación PBH?

2.3 ¿Qué fracción de los eventos de calentamiento global observados actualmente se pueden atribuir a los PBH?

2.4 ¿Son los PBH la materia oscura?

3 La hoja de ruta del PBH

3.1 Fusiones de alto corrimiento al rojo

3.2 PBH subsolares

3.3 ¿Cómo tapar la brecha de inestabilidad de pares con PBH?

3.4 Excentricidad del PBH, 3.5 Giro del PBH y 3.6 Futuros telescopios de rayos gamma

4 Conclusiones y referencias

2.4 ¿Son los PBH la materia oscura?

La idea de que los PBH pueden comprender la mayor parte de la materia oscura es una de las principales motivaciones para estudiar los PBH. Desafortunadamente, las limitaciones observacionales eliminan esta posibilidad para la mayor parte del rango de posibles masas de los PBH, con una notable excepción en torno a los PBH de masa asteroide, que abarcan varias décadas en masas de alrededor de ~ 10-12 Mo hasta el límite de ~ 10-10 Mo, obtenido a partir de los límites observacionales de fondo isotrópico de rayos X y rayos gamma suaves sobre los flujos producidos por los PBH que actualmente experimentan la evaporación de Hawking [14].

En el escenario estándar de formación de PBH, es inevitable que se generen ondas gravitacionales con una frecuencia que hoy está en el rango de mHz, exactamente donde la misión LISA tiene máxima sensibilidad [15]. Por lo tanto, el escenario de PBH como materia oscura puede ser probado en el futuro por LISA midiendo el correlador de dos puntos de GW. El hecho de que el rango de masa de asteroides aún no esté restringido se debe al hecho de que las restricciones de microlente son ineficaces alrededor del valor 10-11 Mo por debajo del cual la aproximación de óptica geométrica ya no es válida y las restricciones de la presencia de estrellas de neutrones en cúmulos globulares se basan en suposiciones extremas sobre la densidad de materia oscura. Es de suma importancia presentar posibles ideas para restringir o identificar PBH en el rango de masa de asteroides.

Un enfoque prometedor es que la captura de PBH conduce a la conversión de estrellas de neutrones a BH. Esto podría ocurrir en cúmulos estelares densos que contienen materia oscura, como puede ser el caso de los cúmulos estelares nucleares, y la conversión NS ocurriría en el caso de la captura de tales PBH "endoparásitos" para masas de PBH mayores que ~ 10-11 Mo 16]. Tal fenómeno puede producir un déficit de púlsares en nuestro GC como posiblemente se observe [17]. Otra vía interesante es observar el número de estrellas masivas de la secuencia principal en enanas ultra débiles que deberían suprimirse si la materia oscura está hecha de PBH con masa de asteroide |18, lo que hace que la medición de la distribución de masa de las estrellas se agote en el rango de alta masa.

Además, los PBH casi extremos proporcionan un medio intrigante de hacer que los PBH que se evaporan sean estables en escalas cosmológicas. La formación es más simple para los PBH de cinco dimensiones de baja masa que inicialmente actúan como PBH de cuatro dimensiones, irradiando Hawking hasta el radio de la dimensión adicional donde su temperatura efectiva es efectivamente cero, para alcanzar una masa estable [19]. Estos se generan en escenarios de dimensiones superiores y se encuentra que la radiación de Hawking se ralentiza genéricamente [20]. Otros escenarios para producir PBH casi extremos incluyen la formación de PBH de rotación máxima o cargados en épocas muy tempranas [21], así como a través del fenómeno de gravedad cuántica de la llamada supresión de carga de memoria [22]. La detectabilidad es factible hasta escalas tan pequeñas como unas pocas masas de Planck para reliquias de PBH cargadas a través de detectores terrestres [23] o igualmente para la emisión de partículas de alta energía de eventos ocasionales de fusión binaria [24].