著者:  (1) Antonio Riootto、Département de Physique Theorique、Universite de Geneve、24 quai Ansermet、CH-1211 Geneve 4、スイス、および重力波科学センター (GWSC)、Universite de Geneve、CH-1211 Geneva、スイス。  （2）ジョー・シルク、フランス、パリ、ソルボンヌ大学天体物理学研究所、UMR 7095 CNRS、98bis Bd Arago、75014、ジョンズ・ホプキンス大学物理学・天文学部、米国、オックスフォード大学物理学部、ビークロフト粒子天体物理学・宇宙論研究所、英国、オックスフォードOX1 3RH。 リンク一覧 要約と1 はじめに 2 いくつかの未解決の疑問 2.1 PBH の豊富さはどのくらいですか?   2.2 PBHクラスタリングの効果は何ですか?   2.3 現在観測されている重力波イベントのうち、PBHに起因すると考えられるものはどのくらいの割合ですか?   2.4 PBH はダークマターか?   3 PBHロードマップ 3.1 高赤方偏移合体 3.2 サブソーラーPBH   3.3 PBH でペア不安定性のギャップを埋める?   3.4 PBHの離心率、3.5 PBHのスピン、3.6 将来のガンマ線望遠鏡 4 結論と参考文献 2.4 PBH はダークマターか?  PBHが暗黒物質の大部分を占める可能性があるという考えは、PBHを研究する主な動機の1つです。残念ながら、観測上の制約により、PBHの質量の可能な範囲のほとんどでこの可能性は排除されています。ただし、小惑星質量PBHについては注目すべき例外があり、質量が数十年にわたる約10-12 Moから約10-10 Moの限界までの範囲です。これは、現在ホーキング蒸発を起こしているPBHによって生成されるフラックスの等方性X線およびソフトガンマ線背景観測限界から得られています[14]。  PBH の標準的な形成シナリオでは、今日では mHz 範囲の周波数で重力波が生成されることは避けられず、まさに LISA ミッションが最大感度を持つ範囲です [15]。PBH が暗黒物質であるというシナリオは、将来 LISA が GW 2 点相関器を測定することでテストできます。小惑星の質量範囲がまだ制限されていないのは、マイクロレンズ効果の制限が 10-11 Mo 付近では無効であり、この値以下では幾何光学近似は有効ではないためであり、球状星団内の中性子星の存在による制限は暗黒物質密度に関する極端な仮定に基づいています。小惑星の質量範囲で PBH を制限または特定するための可能なアイデアを出すことは、最も重要です。 有望なアプローチの 1 つは、PBH の捕獲が中性子星の BH への変換につながるというものです。これは、核星団の場合のように、DM を含む高密度星団で発生する可能性があり、PBH 質量が ~ 10-11 Mo を超える場合、そのような「内部寄生」PBH の捕獲で NS 変換が発生すると考えられます 16]。このような現象により、GC でパルサーが不足する可能性があり、これはおそらく観測される可能性があります [17]。もう 1 つの興味深い方法は、超低光度矮星の質量の大きい主系列星の数を観測することです。これは、暗黒物質が小惑星質量の PBH で構成されているとすれば抑制されるはずです |18。これにより、高質量範囲で減少した星の質量分布を測定できるようになります。 さらに、近極限 PBH は、蒸発する PBH を宇宙規模で安定させる興味深い手段を提供します。形成は、最初は 4 次元 PBH のように動作する低質量の 5 次元 PBH の場合が最も簡単で、ホーキング放射は余剰次元の半径まで放射され、有効温度は実質的にゼロになり、安定した質量に達します [19]。これらは高次元のシナリオで生成され、ホーキング放射は一般的に減速することがわかっています [20]。近極限 PBH を生成するその他のシナリオには、非常に初期の時代に最大限に回転または帯電した PBH が形成されること [21] や、いわゆるメモリ負荷抑制の量子重力現象を介した形成が含まれます [22]。地上の検出器を介して、帯電した PBH の残骸をプランク質量の数ほどの小さなスケールまで検出することは可能です [23]。または、時折発生する連星合体イベントからの高エネルギー粒子放出も同様です [24]。 この論文は、CC BY 4.0 DEED ライセンスの下で 。 arxiv で公開されています

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原始ブラックホールは暗黒物質か？

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