원시 블랙홀은 암흑 물질인가?

링크 표

초록 및 1 서론

2. 몇 가지 미해결 질문

2.1 PBH의 풍부함은 얼마입니까?

2.2 PBH 클러스터링의 효과는 무엇인가?

2.3 현재 관찰되는 GW 사건 중 얼마만큼이 PBH에 기인할 수 있습니까?

2.4 PBH가 암흑 물질인가?

3 PBH 로드맵

3.1 높은 적색편이 합병

3.2 태양 하부 PBH

3.3 PBH로 쌍 불안정성 갭을 메울 수 있을까?

3.4 PBH 편심, 3.5 PBH 스핀 및 3.6 미래 감마선 망원경

4 결론 및 참고문헌

2.4 PBH가 암흑 물질인가?

PBH가 대부분의 암흑 물질을 구성할 수 있다는 생각은 PBH를 연구하는 주요 동기 중 하나입니다. 불행히도 관찰 제약으로 인해 가능한 PBH 질량 범위의 대부분에 대해 이러한 가능성이 배제되며, 수십 년에 걸쳐 약 10-12 Mo의 질량을 가진 소행성 질량 PBH 주변에서 주목할 만한 예외가 있습니다. 이는 현재 호킹 증발을 겪고 있는 PBH에서 생성된 플럭스에 대한 등방성 X선 및 연약 감마선 배경 관찰 한계에서 얻은 한계 ~10-10 Mo까지입니다[14].

PBH의 표준 형성 시나리오에서 중력파는 오늘날 LISA 임무가 최대 감도를 갖는 mHz 범위에 있는 주파수로 생성되는 것은 불가피합니다[15]. 따라서 암흑 물질로서의 PBH 시나리오는 LISA에서 GW 2점 상관자를 측정하여 미래에 테스트할 수 있습니다. 소행성 질량 범위가 여전히 제약되지 않는다는 사실은 마이크로렌즈 제약이 기하학적 광학 근사가 더 이상 유효하지 않은 값인 10-11 Mo 주변에서 효과가 없고 구상 성단에 중성자별이 존재한다는 제약이 암흑 물질 밀도에 대한 극단적인 가정에 기반하기 때문입니다. 소행성 질량 범위에서 PBH를 제약하거나 식별하기 위한 가능한 아이디어를 내는 것은 매우 중요합니다.

유망한 접근 방식 중 하나는 PBH 포획이 중성자별을 BH로 변환한다는 것입니다. 이는 핵성단의 경우처럼 DM을 포함하는 고밀도 성단에서 발생할 수 있으며, 이러한 "내부기생" PBH를 포획하는 경우 PBH 질량이 ~10-11 Mo 16보다 큰 경우 NS 변환이 발생합니다. 이러한 현상은 아마도 [17] 관찰된 바와 같이 GC에서 펄사의 결핍을 초래할 수 있습니다. 또 다른 흥미로운 방법은 초미세 왜성에서 거대한 주계열성의 수를 관찰하는 것입니다. 이는 암흑 물질이 소행성 질량 PBH로 구성되어 있는 경우 억제되어야 하며 |18 고질량 범위에서 고갈된 별의 질량 분포를 측정합니다.

또한, 근극한 PBH는 증발하는 PBH를 우주적 규모에서 안정시키는 흥미로운 수단을 제공합니다. 형성은 초기에는 4차원 PBH처럼 작용하여 호킹 복사가 추가 차원의 반경까지 복사되어 효과적인 온도가 효과적으로 0이 되는 안정적인 질량을 얻는 저질량 5차원 PBH의 경우 가장 간단합니다[19]. 이는 고차원 시나리오에서 생성되고 호킹 복사는 일반적으로 느려지는 것으로 밝혀졌습니다[20]. 근극한 PBH를 생성하는 다른 시나리오로는 매우 초기 시대에 최대로 회전하거나 대전된 PBH를 형성하는 것[21]과 소위 메모리 부담 억제의 양자 중력 현상을 통한 것[22]이 있습니다. 지상 검출기를 통해 대전된 PBH 유물의 경우 몇 개의 플랑크 질량만큼 작은 규모까지 감지가 가능하며[23], 가끔씩 발생하는 이진 병합 이벤트에서 발생하는 고에너지 입자 방출의 경우에도 동일하게 감지가 가능합니다[24].