İlkel Kara Delikler Karanlık Madde Midir?

Bağlantılar Tablosu

Özet ve 1 Giriş

2 Bazı açık sorular

2.1 PBH'ların bolluğu nedir?

2.2 PBH kümelenmesinin etkisi nedir?

2.3 Şu anda gözlemlenen GW olaylarının ne kadarı PBH'lere atfedilebilir?

2.4 PBH'ler Karanlık Madde midir?

3 PBH Yol Haritası

3.1 Yüksek kırmızıya kayma birleşmeleri

3.2 Alt-güneş PBH'leri

3.3 Çift dengesizlik açığını PBH ile kapatmak?

3.4 PBH eksantrikliği, 3.5 PBH spini ve 3.6 Gelecekteki gama ışını teleskopları

4 Sonuçlar ve Referanslar

2.4 PBH'ler Karanlık Madde midir?

PBH'nin karanlık maddenin çoğunu içerebileceği fikri, PBH'yi incelemenin başlıca motivasyonlarından biridir. Ne yazık ki, gözlemsel kısıtlamalar, asteroit kütlesi PBH etrafındaki önemli bir istisna dışında, olası PBH kütlelerinin çoğu için bu olasılığı ortadan kaldırır; bu istisna, ~ 10-12 Mo civarındaki kütlede birkaç on yılı kapsar ve ~ 10-10 Mo sınırına kadar uzanır; bu sınır, şu anda Hawking buharlaşması geçiren PBH'ler tarafından üretilen akılar üzerindeki izotropik x-ışını ve yumuşak gama ışını arka plan gözlemsel sınırlarından elde edilmiştir [14].

PBH'nin standart oluşum senaryosunda, kütleçekim dalgalarının bugün mHz aralığında olan bir frekansta üretilmesi kaçınılmazdır, tam da LISA görevinin maksimum hassasiyete sahip olduğu yer [15]. Bu nedenle, PBH'nin karanlık madde olarak senaryosu, gelecekte GW iki noktalı korelatörü ölçerek LISA tarafından test edilebilir. Asteroit kütle aralığının hala kısıtlanmamış olması, mikromercek kısıtlamalarının geometrik optik yaklaşımının artık geçerli olmadığı 10-11 Mo değeri civarında etkisiz olmasından ve küresel kümelerdeki nötron yıldızlarının varlığından kaynaklanan kısıtlamaların karanlık madde yoğunluğu hakkındaki aşırı varsayımlara dayanmasından kaynaklanmaktadır. PBH'yi asteroit kütle aralığında kısıtlamak veya tanımlamak için olası fikirler ortaya koymak son derece önemlidir.

Umut vadeden bir yaklaşım, PBH yakalamasının nötron yıldızının BH'ye dönüşümüne yol açmasıdır. Bu, nükleer yıldız kümeleri için geçerli olabileceği gibi DM içeren yoğun yıldız kümelerinde meydana gelebilir ve NS dönüşümü, ~ 10-11 Mo'dan daha büyük PBH kütleleri için bu tür "endoparazitik" PBH'lerin yakalanması durumunda meydana gelir 16]. Böyle bir fenomen, muhtemelen gözlemlendiği gibi GC'mizde pulsar açığına neden olabilir [17]. Başka bir ilginç yol, karanlık madde asteroit kütleli PBH'lerden oluşuyorsa bastırılması gereken ultra sönük cücelerdeki büyük ana dizi yıldızlarının sayısını gözlemlemektir |18, bu da yüksek kütle aralığında tükenen yıldızların kütle dağılımını ölçmeyi sağlar.

Dahası, aşırıya yakın PBH'ler, buharlaşan PBH'leri kozmolojik ölçeklerde kararlı hale getirmenin ilgi çekici bir yolunu sağlar. Oluşum, başlangıçta dört boyutlu PBH'ler gibi davranan, Hawking radyasyonu ile etkin sıcaklıklarının etkin bir şekilde sıfır olduğu ekstra boyutun yarıçapına kadar inerek kararlı bir kütleye ulaşan düşük kütleli beş boyutlu PBH'ler için en basittir [19]. Bunlar daha yüksek boyutlu senaryolarda üretilir ve Hawking radyasyonunun genel olarak yavaşlatıldığı bulunmuştur [20]. Aşırıya yakın PBH üretmeye yönelik diğer senaryolar arasında, çok erken dönemlerde maksimum düzeyde dönen veya yüklü PBH'lerin oluşumu [21] ve sözde bellek yükü baskılama kuantum çekim fenomeni [22] yer alır. Tespit edilebilirlik, karasal dedektörler aracılığıyla yüklü PBH kalıntıları için birkaç Planck kütlesi kadar küçük ölçeklere kadar [23] veya ara sıra gerçekleşen ikili birleşme olaylarından kaynaklanan yüksek enerjili parçacık emisyonu için de aynı şekilde mümkündür [24].