लेखक:  (1) एंटोनियो रियोटो, डिपार्टमेंट डी फिजिक थियोरिक, यूनिवर्सिटी डी जिनेवे, 24 क्वाई एंसरमेट, सीएच-1211 जिनेवे 4, स्विट्जरलैंड और ग्रेविटेशनल वेव साइंस सेंटर (जीडब्ल्यूएससी), यूनिवर्सिटी डी जिनेवे, सीएच-1211 जिनेवा, स्विट्जरलैंड;  (2) जो सिल्क, इंस्टीट्यूट डी एस्ट्रोफिजिक, यूएमआर 7095 सीएनआरएस, सोरबोन यूनिवर्सिटी, 98बीआईएस बीडी अरागो, 75014 पेरिस, फ्रांस, भौतिकी और खगोल विज्ञान विभाग, द जॉन्स हॉपकिन्स यूनिवर्सिटी, बाल्टीमोर एमडी 21218, यूएसए, और बीक्रॉफ्ट इंस्टीट्यूट ऑफ पार्टिकल एस्ट्रोफिजिक्स एंड कॉस्मोलॉजी, भौतिकी विभाग, ऑक्सफोर्ड विश्वविद्यालय, ऑक्सफोर्ड OX1 3RH, यूके।  लिंक की तालिका   सार और 1 परिचय   2 कुछ खुले प्रश्न   2.1 पीबीएच की प्रचुरता कितनी है?   2.2 पीबीएच क्लस्टरिंग का क्या प्रभाव है?   2.3 वर्तमान में देखी गई GW घटनाओं का कितना अंश PBHs के कारण माना जा सकता है?   2.4 क्या पीबीएच डार्क मैटर हैं?   3 पीबीएच रोडमैप   3.1 उच्च रेडशिफ्ट विलय   3.2 उप-सौर पीबीएच   3.3 पीबीएच के साथ जोड़ी अस्थिरता अंतर को कम करना?   3.4 पीबीएच उत्केन्द्रता, 3.5 पीबीएच स्पिन और 3.6 भविष्य की गामा-किरण दूरबीनें   4 निष्कर्ष और संदर्भ  2.4 क्या पीबीएच डार्क मैटर हैं?  यह विचार कि पीबीएच में अधिकांश डार्क मैटर शामिल हो सकते हैं, पीबीएच के अध्ययन के लिए मुख्य प्रेरणाओं में से एक है। दुर्भाग्य से, अवलोकन संबंधी प्रतिबंध संभावित पीबीएच द्रव्यमान की अधिकांश सीमा के लिए इस संभावना को समाप्त कर देते हैं, क्षुद्रग्रह द्रव्यमान पीबीएच के आसपास एक उल्लेखनीय अपवाद के साथ, जो द्रव्यमान में कई दशकों तक लगभग ~ 10-12 मो से लेकर ~ 10-10 मो की सीमा तक फैला हुआ है, जो वर्तमान में हॉकिंग वाष्पीकरण से गुजर रहे पीबीएच द्वारा उत्पादित फ्लक्स पर आइसोट्रोपिक एक्स-रे और सॉफ्ट गामा-रे पृष्ठभूमि अवलोकन सीमाओं से प्राप्त होता है [14]।  पीबीएच के मानक गठन परिदृश्य में, यह अपरिहार्य है कि गुरुत्वाकर्षण तरंगें एक आवृत्ति के साथ उत्पन्न होती हैं जो आज एमएचजेड रेंज में है, ठीक वहीं जहां एलआईएसए मिशन की अधिकतम संवेदनशीलता है [15]। इसलिए पीबीएच के डार्क मैटर के रूप में परिदृश्य का परीक्षण भविष्य में जीडब्ल्यू दो-बिंदु सहसंबंधक को मापकर एलआईएसए द्वारा किया जा सकता है। तथ्य यह है कि क्षुद्रग्रह द्रव्यमान सीमा अभी भी अप्रतिबंधित है, इस तथ्य के कारण है कि माइक्रोलेंसिंग बाधाएं 10-11 मो के मूल्य के आसपास अप्रभावी हैं जिसके तहत ज्यामितीय प्रकाशिकी अनुमान अब मान्य नहीं है और गोलाकार समूहों में न्यूट्रॉन सितारों की उपस्थिति से बाधाएं डार्क मैटर घनत्व के बारे में चरम मान्यताओं पर आधारित हैं। क्षुद्रग्रह द्रव्यमान सीमा में पीबीएच को बाधित करने या पहचानने के लिए संभावित विचारों के साथ सामने आना बहुत महत्वपूर्ण है।  एक आशाजनक दृष्टिकोण यह है कि पीबीएच कैप्चर से न्यूट्रॉन स्टार का बीएच में रूपांतरण होता है। यह डीएम युक्त घने तारा समूहों में हो सकता है, जैसा कि परमाणु तारा समूहों के मामले में हो सकता है, और एनएस रूपांतरण ऐसे "एंडोपैरासिटिक" पीबीएच के कैप्चर के मामले में होगा, जो कि ~ 10-11 मो 16] से बड़े पीबीएच द्रव्यमान के लिए होगा। इस तरह की घटना हमारे जीसी में पल्सर की कमी पैदा कर सकती है जैसा कि संभवतः देखा गया है [17]। एक और दिलचस्प तरीका अल्ट्रा-फ़ेंट ड्वार्फ में बड़े पैमाने पर मुख्य अनुक्रम सितारों की संख्या का निरीक्षण करना है, जिन्हें दबाया जाना चाहिए यदि डार्क मैटर क्षुद्रग्रह-द्रव्यमान पीबीएच से बना है |18, उच्च द्रव्यमान सीमा में समाप्त हो चुके सितारों के द्रव्यमान वितरण को मापना।  इसके अलावा, निकट-चरम PBH वाष्पित PBH को ब्रह्मांडीय पैमानों पर स्थिर बनाने का एक दिलचस्प तरीका प्रदान करते हैं। कम द्रव्यमान वाले पांच आयामी PBH के लिए गठन सबसे सरल है जो शुरू में चार आयामी PBH की तरह कार्य करते हैं, हॉकिंग अतिरिक्त आयाम की त्रिज्या तक विकिरण करते हैं जहां उनका प्रभावी तापमान प्रभावी रूप से शून्य होता है, एक स्थिर द्रव्यमान प्राप्त करने के लिए [19]। ये उच्च आयामी परिदृश्यों में उत्पन्न होते हैं और हॉकिंग विकिरण को आम तौर पर धीमा पाया जाता है [20]। निकट-चरम PBH के उत्पादन के लिए अन्य परिदृश्यों में बहुत शुरुआती युगों में अधिकतम घूर्णन या चार्ज किए गए PBH का गठन [21], साथ ही तथाकथित मेमोरी बर्डन सप्रेशन की क्वांटम गुरुत्व घटना के माध्यम से शामिल हैं [22]।  यह पेपर   है। arxiv पर CC BY 4.0 DEED लाइसेंस के अंतर्गत उपलब्ध

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