[論文レビュー] Micro-Bose/Proca dark matter stars from black hole superradiance

John March-Russell, João G. Rosa|arXiv (Cornell University)|May 30, 2022

Cosmology and Gravitation Theories被引用数 6

ひとこと要約

本稿では、質量が約10^6 kgで初期スピンが小さい原始ブラックホール（PBH）からの超放射（superradiance）によって、重く、TeVスケールのボソン的ダークマター（スピン0またはスピン1）が生成可能であると提唱する。この過程により、約10 kgで1 pm未塔のサイズの高密度で重力的に束縛されたマイクロボーズ/プロカ星が形成され、PBHの蒸発後も長期間にわたり生存可能であり、ダークマター密度の最大50％を占める可能性がある。これは、コherentな相互作用シグナルを持つ、新たな検出可能なダークマター候補を提示する。

ABSTRACT

We study the production of heavy, $μ\gtrsim 1$ TeV, bosonic spin $s=0,1$ dark matter (DM) via the simultaneous processes of Hawking evaporation and superradiance (SR) from an initial population of small, $\lesssim 10^6$ kg, primordial black holes (PBHs). Even for small initial PBH spins the SR process can produce extremely dense gravitationally-bound DM Bose or Proca soliton "stars" of radius $\lesssim { m pm}$ and mass $\sim 10^{ m few}$ kg that can survive to today, well after PBH decay. These solitons can constitute a significant fraction of the DM density, rising to $\gtrsim 50\%$ in the vector DM case.

研究の動機と目的

• 原始ブラックホール（PBH）からの超放射を用いた、重く重力的に相互作用するダークマターを生成する新しいメカニズムを探索すること。
• スピンが小さい質量約10^6 kgのPBHから、超放射が高密度で長寿命なダークマターソリトン（マイクロスタースター）を生成できるかどうかを調査すること。
• これらのソリトンが観測されたダークマター密度の顕著な割合を占める可能性があるかどうかを評価すること。
• 中心のブラックホールのホーキング蒸発後に、超放射によって生成された雲が生存し、安定な自己重力的ソリトン状態を形成する条件を検討すること。
• 特に、標準模型（SM）との弱い非重力的相互作用を介したコherent検出の可能性を含めた、こうしたソリトンの物性的意義を評価すること。

提案手法

• 量子数 (n, j, ℓ, m) を持つ準束縛状態解を用いて、カー黑洞からのスカラー（s=0）およびベクトル（s=1）ボソンの超放射（SR）をモデル化する。
• 超放射の効率を定量化するため、s=0 では Γs ≈ (1/24)(ã - 4α)α⁸μ、s=1 では ≈ 4(ã - 4α)α⁶μ を用いる。ここで α = μM/M_P² である。
• ホーキング蒸発（HE）と超放射の両方を考慮し、dM/dt = -e_T M_P⁴/M² - μΓ_s N および dJ/dt = -Γ_s N J を用いて、PBHの質量とスピンの時間発展を同時に追跡する。
• PBHの質量が ξ ≈ 1（非断熱的HEの始まり）に達した際の質量を、自己束縛の臨界質量 M_c と比較することで、雲の生存を評価する。s=0 の場合、M_*/M_c ≈ 0.44/ε_SR (ΔJ₀/J₀)^{-1} (0.05/ã₀)(0.003/α)^{8/5} (10^6 kg/M₀)^{2/5} を用いる。
• 非相対論的ラフィーニ＝ボナツォリソリトン解を用いて、最終的なマイクロスタースターの性質を推定する：R_BS ≈ 5.5/(ε_SR f_BS) (0.003/α₀)^3 (0.05/ã₀) (M₀/10^6 kg) (ΔJ/J₀)^{-1} pm および M_BS ≈ 150 ε_SR f_BS (α₀/0.003) (ã₀/0.05) (M₀/10^6 kg) (ΔJ/J₀) kg。
• SM核との散乱断面積におけるコherent増幅の可能性を評価するため、フラックス推定値 Φ ≈ 5×10⁻⁴ f_SR f_BS (10 kg / M_BS) km⁻² yr⁻¹ を用いる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 初期スピンが小さい約10^6 kgの原始ブラックホールから、超放射が重い（TeVスケールの）ボソン的ダークマターの観測されたダークマター密度の顕著な割合を生成できるか？
• RQ2 中心ブラックホールのホーキング蒸発後に、超放射雲が安定で自己重力的に束縛されたマイクロボーズ/プロカ星を形成するための条件は何か？
• RQ3 得られるマイクロスタースターの典型的な質量、サイズ、スピンの性質は何か？ また、初期PBHパラメータ（質量、スピン、角運動量損失）にどのように依存するか？
• RQ4 ダークマターが標準模型（SM）と僅かにしか相互作用しない場合でも、散乱断面積におけるコherent増幅の可能性によって、これらのマイクロスタースターをどれだけ検出可能にすることができるか？
• RQ5 最終的なソリトン質量および生存確率は、初期PBHスピンおよび超放射の効率にどのように依存するか？

主な発見

• 質量が約10^6 kgで初期スピンが小さい原始ブラックホール（PBH）からの超放射は、質量が約10 kg、半径が約1 pmのマイクロボーズ/プロカ星を生成でき、PBHの蒸発後も長期間にわたり生存する。
• ベクトル（s=1）の場合、最終的なマイクロスタースターは、初期PBHパラメータに依存して、合計ダークマター密度の最大約50％を占める可能性がある。
• 特に質量の大きなPBHに対しては、初期状態と最終状態の束縛状態波動関数の重なりが大きいことから、超放射雲がPBHの崩壊後も生存する。α と ã₀ が小さい場合でも、M_*/M_c ≲ 1 が実現可能である。
• ベクトルの場合、得られるマイクロスタースターは最大限にスピン極化されており、|J_PS| ≈ N ≈ M_PS / μ である。
• このようなマイクロスタースターの局所的フラックス推定値は Φ ≈ 5×10⁻⁴ f_SR f_BS (10 kg / M_BS) km⁻² yr⁻¹ であり、コherent散乱シグナルによる検出が可能である。
• 重力的相互作用のみを介す場合でも、ソリトンに含まれる粒子数が非常に多く（N ~ 10²⁵）、SM核との断面積におけるコherent増幅が顕著に現れ、観測可能なシグナルを提供する可能性がある。