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
![Figure 2: Precision of the deformability parameter Λ at both Ad. LIGO and ET. The binary is assumed to have spinless components and negligible eccentricity and deformability, as predicted by the PBH scenario. The solid (dashed) line indicates the result for mass ratios 1 (1/4). From Ref. [47].](https://cdn.hackernoon.com/images/fWZa4tUiBGemnqQfBGgCPf9594N2-jn830w8.png)
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