Auteurs:  (1) Antonio Riotto, Département de Physique Théorique, Université de Genève, 24 quai Ansermet, CH-1211 Genève 4, Suisse et Gravitational Wave Science Center (GWSC), Université de Genève, CH-1211 Genève, Suisse ;  (2) Joe Silk, Institut d'Astrophysique, UMR 7095 CNRS, Sorbonne Université, 98bis Bd Arago, 75014 Paris, France, Département de Physique et d'Astronomie, Université Johns Hopkins, Baltimore MD 21218, États-Unis, et Beecroft Institute of Particle Astrophysics and Cosmology, Département de Physique, Université d'Oxford, Oxford OX1 3RH, Royaume-Uni.  Table des liens   Résumé et 1 Introduction   2 Quelques questions ouvertes   2.1 Quelle est l’abondance des PBH ?   2.2 Quel est l’effet du clustering PBH ?   2.3 Quelle fraction des événements GW actuellement observés peut être attribuée aux PBH ?   2.4 Les PBH sont-ils la matière noire ?   3 La feuille de route du PBH   3.1 Fusions à fort décalage vers le rouge   3.2 PBH sous-solaires   3.3 Combler l’écart d’instabilité des paires avec PBH ?   3.4 Excentricité du PBH, 3.5 Spin du PBH et 3.6 Futurs télescopes à rayons gamma   4 Conclusions et références  2.4 Les PBH sont-ils la matière noire ?  L'idée que le PBH puisse comprendre la majeure partie de la matière noire est l'une des principales motivations pour l'étude du PBH. Malheureusement, les contraintes observationnelles éliminent cette possibilité pour la plupart des masses possibles du PBH, avec une exception notable autour de la masse d'astéroïde PBH, s'étendant sur plusieurs décennies de masse autour de ~ 10-12 Mo jusqu'à la limite ~ 10-10 Mo, obtenue à partir des limites observationnelles de fond isotrope de rayons X et de rayons gamma mous sur les flux produits par les PBH subissant actuellement l'évaporation de Hawking [14].  Dans le scénario standard de formation de PBH, il est inévitable que des ondes gravitationnelles soient générées avec une fréquence qui se situe aujourd'hui dans la gamme des mHz, exactement là où la mission LISA a une sensibilité maximale [15]. Le scénario de PBH en tant que matière noire peut donc être testé à l'avenir par LISA en mesurant le corrélateur à deux points GW. Le fait que la gamme de masse des astéroïdes ne soit toujours pas limitée est dû au fait que les contraintes de microlentille sont inefficaces autour de la valeur 10-11 Mo sous laquelle l'approximation de l'optique géométrique n'est plus valable et que les contraintes de la présence d'étoiles à neutrons dans des amas globulaires reposent sur des hypothèses extrêmes concernant la densité de matière noire. Il est de la plus haute importance de trouver des idées possibles pour contraindre ou identifier PBH dans la gamme de masse des astéroïdes.  Une approche prometteuse est que la capture de PBH conduit à la conversion d'étoiles à neutrons en BH. Cela pourrait se produire dans les amas d'étoiles denses qui contiennent de la DM, comme cela peut être le cas pour les amas d'étoiles nucléaires, et la conversion NS se produirait dans le cas de la capture de tels PBH "endoparasites" pour des masses de PBH supérieures à ~ 10-11 Mo 16]. Un tel phénomène peut produire un déficit de pulsars dans notre GC comme cela a été observé [17]. Une autre piste intéressante est d'observer le nombre d'étoiles massives de la séquence principale dans les naines ultra-faibles qui devraient être supprimées si la matière noire est constituée de PBH de masse d'astéroïde |18, ce qui rendrait la mesure de la distribution de masse des étoiles appauvries dans la gamme de masse élevée.  De plus, les PBH quasi-extrêmes fournissent un moyen intrigant de rendre les PBH en évaporation stables à des échelles cosmologiques. La formation est la plus simple pour les PBH à cinq dimensions de faible masse qui agissent initialement comme des PBH à quatre dimensions, Hawking rayonnant jusqu'au rayon de la dimension supplémentaire où leur température effective est effectivement nulle, pour atteindre une masse stable [19]. Ceux-ci sont générés dans des scénarios de dimension supérieure et le rayonnement Hawking est généralement ralenti [20]. D'autres scénarios de production de PBH quasi-extrêmes incluent la formation de PBH à rotation maximale ou chargés à des époques très précoces [21], ainsi que via le phénomène de gravité quantique de ce qu'on appelle la suppression de la charge de mémoire [22]. La détectabilité est possible jusqu'à des échelles aussi petites que quelques masses de Planck pour les reliques de PBH chargées via des détecteurs terrestres [23] ou également pour l'émission de particules à haute énergie provenant d'événements occasionnels de fusion binaire [24].  Cet article est   sous licence CC BY 4.0 DEED. disponible sur arxiv

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Les trous noirs primordiaux sont-ils de la matière noire ?

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