Можно ли закрыть разрыв в парной нестабильности первичными черными дырами?
3 сентября 2024 г.Авторы:
(1) Антонио Риотто, Департамент теоретической физики, Женевский университет, набережная Ансермет, 24, CH-1211 Женева 4, Швейцария и Центр науки о гравитационных волнах (GWSC), Женевский университет, CH-1211 Женева, Швейцария;
(2) Джо Силк, Институт астрофизики, UMR 7095 CNRS, Университет Сорбонны, 98bis Bd Arago, 75014 Париж, Франция, Кафедра физики и астрономии, Университет Джонса Хопкинса, Балтимор, Мэриленд, 21218, США, и Институт астрофизики элементарных частиц и космологии Бикрофта, Кафедра физики, Оксфордский университет, Оксфорд, OX1 3RH, Великобритания.
Таблица ссылок
Аннотация и 1 Введение
2 Некоторые открытые вопросы
2.1 Какова распространенность ПГБ?
2.2 Каков эффект кластеризации PBH?
2.3 Какую часть наблюдаемых в настоящее время событий ГВ можно отнести к ПЧД?
2.4 Являются ли PBH темной материей?
3. Дорожная карта PBH
3.1 Слияния с высоким красным смещением
3.2 PBH-системы с субсолнечной энергией
3.3 Заполнение пробела в парной нестабильности с помощью PBH?
3.4 Эксцентриситет PBH, 3.5 Вращение PBH и 3.6 Будущие гамма-телескопы
4 Выводы и ссылки
3.3 Заполнение пробела в парной нестабильности с помощью PBH?
Столь же мощный вызов массе для PBH возникает из-за разрыва парной нестабильности. Он генерируется катастрофическим коллапсом ядра массивных звезд, который является результатом парной нестабильности SNe, и предсказывает дефицит астрофизических BH между ∼ 50 M⊙ и ∼ 120 M⊙. Полный набор данных LIGO-Virgo O3 показывает
определенное снижение темпов слияний выше ∼ 40 M⊙ [55], но с несколькими кандидатами, заполняющими этот пробел с высокой степенью достоверности [56].
Может ли PBH заполнить пробел парной нестабильности? Неопровержимым доказательством будет особенность в спектре масс BH, скорее всего, указывающая на новый механизм формирования.
3.4 Эксцентриситет PBH
Несмотря на то, что двойные PBH формируются с большим эксцентриситетом при большом красном смещении, у них достаточно времени, чтобы закруглиться, прежде чем сигнал GW сможет войти в полосу наблюдения текущих и будущих детекторов. Это означает, что наблюдение ненулевого эксцентриситета e исключило бы интерпретацию как первичной двойной, образованной в ранней Вселенной, в то время как она все еще может быть совместима с двойной PBH, образованной в поздней Вселенной [57, 58].
3.5 PBH спин
ПЧД формируются в ранней Вселенной посредством стандартного сценария коллапса больших сверхплотностей, наследуя характерные корреляции массы и спина, вызванные эффектами аккреции [7]. Использование этого критерия для определения возможной изначальной природы отдельных событий ГВ потребовало бы снижения неопределенностей в модели аккреции и изучения на уровне популяции [59].
На рис. 3 представлена блок-схема из работы [47], которой можно следовать для оценки изначальной природы бинарного слияния на основе измерений красного смещения z, эксцентриситета e, приливной деформации Λ, масс компонентов m и безразмерных спинов χ.
Эта статьядоступно на arxivпо лицензии CC BY 4.0 DEED.
Оригинал