Autores:  (1) Antonio Riotto, Département de Physique Theorique, Universite de Geneve, 24 quai Ansermet, CH-1211 Geneve 4, Suíça e Gravitational Wave Science Center (GWSC), Universite de Geneve, CH-1211 Geneva, Suíça;  (2) Joe Silk, Institut d'Astrophysique, UMR 7095 CNRS, Sorbonne Universite, 98bis Bd Arago, 75014 Paris, França, Departamento de Física e Astronomia, The Johns Hopkins University, Baltimore MD 21218, EUA, e Beecroft Institute of Particle Astrophysics and Cosmology, Departamento de Física, University of Oxford, Oxford OX1 3RH, Reino Unido.  Tabela de Links   Resumo e 1 Introdução   2 Algumas questões em aberto   2.1 Qual é a abundância de PBHs?   2.2 Qual é o efeito do agrupamento PBH?   2.3 Que fração dos eventos de GW atualmente observados pode ser atribuída aos PBHs?   2.4 Os PBHs são a matéria escura?   3 O Roteiro PBH   3.1 Fusões de alto redshift   3.2 PBHs subsolares   3.3 Preenchendo a lacuna de instabilidade do par com PBH?   3,4 PBH de excentricidade, 3,5 PBH de spin e 3,6 Futuros telescópios de raios gama   4 Conclusões e Referências  2.4 Os PBHs são a matéria escura?  A ideia de que PBH pode compreender a maior parte da matéria escura é uma das principais motivações para estudar PBH. Infelizmente, restrições observacionais eliminam essa possibilidade para a maior parte da faixa de possíveis massas de PBH, com uma exceção notável em torno da massa de asteroide PBH, abrangendo várias décadas em massa em torno de ~ 10-12 Mo até o limite de ~ 10-10 Mo, obtido a partir dos limites observacionais de fundo de raios X isotrópicos e raios gama suaves em fluxos produzidos por PBHs atualmente passando por evaporação de Hawking [14].  No cenário de formação padrão de PBH, é inevitável que ondas gravitacionais sejam geradas com uma frequência que hoje está na faixa de mHz, exatamente onde a missão LISA tem sensibilidade máxima [15]. O cenário de PBH como matéria escura pode, portanto, ser testado no futuro pela LISA medindo o correlacionador de dois pontos GW. O fato de que a faixa de massa do asteroide ainda não é restrita é devido ao fato de que as restrições de microlente são ineficazes em torno do valor 10-11 Mo sob o qual a aproximação óptica geométrica não é mais válida e as restrições da presença de estrelas de nêutrons em aglomerados globulares são baseadas em suposições extremas sobre a densidade da matéria escura. É de suma importância apresentar ideias possíveis para restringir ou identificar PBH na faixa de massa do asteroide.  Uma abordagem promissora é que a captura de PBH leva à conversão de estrelas de nêutrons em BH. Isso pode ocorrer em aglomerados estelares densos que contêm DM, como pode ser o caso de aglomerados estelares nucleares, e a conversão de NS ocorreria no caso de captura de tais PBHs "endoparasitas" para massas de PBH maiores que ~ 10-11 Mo 16]. Tal fenômeno pode produzir um déficit de pulsares em nosso GC, como possivelmente observado [17]. Outra via interessante é observar o número de estrelas massivas da sequência principal em anãs ultrafracas que devem ser suprimidas se a matéria escura for feita de PBHs com massa de asteroide |18, tornando a medição da distribuição de massa de estrelas esgotada na faixa de alta massa.  Além disso, PBHs quase extremos fornecem um meio intrigante de tornar PBHs evaporantes estáveis em escalas cosmológicas. A formação é mais simples para PBHs pentadimensionais de baixa massa que inicialmente agem como PBHs quadridimensionais, Hawking irradiando até o raio da dimensão extra onde sua temperatura efetiva é efetivamente zero, para atingir uma massa estável [19]. Estes são gerados em cenários dimensionais mais elevados e a radiação Hawking é genericamente encontrada como sendo desacelerada [20]. Outros cenários para produzir PBH quase extremos incluem a formação de PBH com rotação máxima ou carregados em épocas muito iniciais [21], bem como por meio do fenômeno da gravidade quântica da chamada supressão da carga de memória [22]. A detectabilidade é viável em escalas tão pequenas quanto algumas massas de Planck para relíquias de PBH carregadas por meio de detectores terrestres [23] ou igualmente para emissão de partículas de alta energia de eventos ocasionais de fusão binária [24].  Este artigo está   sob a licença CC BY 4.0 DEED. disponível no arxiv

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