Hố đen nguyên thủy có phải là vật chất tối không?

Bảng liên kết

Tóm tắt và 1 Giới thiệu

2 Một số câu hỏi mở

2.1 Độ phong phú của PBH là bao nhiêu?

2.2 Tác dụng của việc phân cụm PBH là gì?

2.3 Tỷ lệ nào trong số các sự kiện GW hiện đang được quan sát có thể được quy cho PBH?

2.4 PBH có phải là vật chất tối không?

3 Lộ trình PBH

3.1 Sáp nhập dịch chuyển đỏ cao

3.2 PBH dưới mặt trời

3.3 Lấp đầy khoảng cách mất ổn định của cặp tiền bằng PBH?

3.4 Độ lệch tâm PBH, 3.5 Độ quay PBH và 3.6 Kính viễn vọng tia gamma trong tương lai

4 Kết luận và Tài liệu tham khảo

2.4 PBH có phải là vật chất tối không?

Ý tưởng rằng PBH có thể bao gồm hầu hết vật chất tối là một trong những động lực chính để nghiên cứu PBH. Thật không may, các ràng buộc quan sát loại bỏ khả năng này đối với hầu hết phạm vi khối lượng PBH có thể có, với một ngoại lệ đáng chú ý xung quanh khối lượng tiểu hành tinh PBH, kéo dài trong nhiều thập kỷ về khối lượng khoảng ~ 10-12 Mo xuống đến giới hạn ~ 10-10 Mo, thu được từ các giới hạn quan sát nền tia X đẳng hướng và tia gamma mềm trên các thông lượng do PBH tạo ra hiện đang trải qua quá trình bay hơi Hawking [14].

Trong kịch bản hình thành chuẩn của PBH, không thể tránh khỏi việc sóng hấp dẫn được tạo ra với tần số hiện nằm trong phạm vi mHz, chính xác là nơi mà nhiệm vụ LISA có độ nhạy tối đa [15]. Do đó, kịch bản PBH là vật chất tối có thể được LISA kiểm tra trong tương lai bằng cách đo hệ số tương quan hai điểm GW. Thực tế là phạm vi khối lượng tiểu hành tinh vẫn chưa bị hạn chế là do các ràng buộc của thấu kính vi mô không hiệu quả xung quanh giá trị 10-11 Mo mà theo đó phép tính gần đúng quang học hình học không còn hiệu lực nữa và các ràng buộc từ sự hiện diện của các sao neutron trong các cụm cầu dựa trên các giả định cực đoan về mật độ vật chất tối. Điều quan trọng không kém là đưa ra các ý tưởng khả thi để hạn chế hoặc xác định PBH trong phạm vi khối lượng tiểu hành tinh.

Một cách tiếp cận đầy hứa hẹn là việc bắt giữ PBH dẫn đến sự chuyển đổi sao neutron thành BH. Điều này có thể xảy ra trong các cụm sao dày đặc chứa DM, như trường hợp của các cụm sao hạt nhân, và sự chuyển đổi NS sẽ xảy ra trong trường hợp bắt giữ các PBH "nội ký sinh" như vậy đối với khối lượng PBH lớn hơn ~ 10-11 Mo 16]. Một hiện tượng như vậy có thể tạo ra sự thiếu hụt các sao xung trong GC của chúng ta như có thể quan sát được [17]. Một hướng thú vị khác là quan sát số lượng các ngôi sao dãy chính lớn trong các sao lùn cực mờ, điều này sẽ bị ngăn chặn nếu vật chất tối được tạo thành từ các PBH có khối lượng tiểu hành tinh |18, giúp đo lường sự phân bố khối lượng của các ngôi sao cạn kiệt trong phạm vi khối lượng cao.

Hơn nữa, các PBH gần cực trị cung cấp một phương tiện hấp dẫn để làm cho các PBH bốc hơi ổn định ở quy mô vũ trụ học. Sự hình thành đơn giản nhất đối với các PBH năm chiều có khối lượng thấp ban đầu hoạt động giống như các PBH bốn chiều, bức xạ Hawking xuống bán kính của chiều không gian bổ sung, nơi nhiệt độ hiệu dụng của chúng về cơ bản bằng không, để đạt được khối lượng ổn định [19]. Chúng được tạo ra trong các kịch bản chiều cao hơn và bức xạ Hawking thường được phát hiện là chậm lại [20]. Các kịch bản khác để tạo ra PBH gần cực trị bao gồm sự hình thành PBH quay hoặc tích điện cực đại ở các kỷ nguyên rất sớm [21], cũng như thông qua hiện tượng hấp dẫn lượng tử được gọi là sự ức chế gánh nặng bộ nhớ [22]. Khả năng phát hiện có thể thực hiện được ở các thang đo nhỏ tới vài khối lượng Planck đối với các di tích PBH tích điện thông qua các máy dò trên mặt đất [23] hoặc tương đương đối với sự phát xạ hạt năng lượng cao từ các sự kiện hợp nhất nhị phân thỉnh thoảng [24].