[논문 리뷰] Primordial black holes are again on the limelight

M. Roncadelli, A. Treves외 1명|ArXiv.org|2009. 01. 08.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 1인용 수 3

한 줄 요약

이 논문은 은하 형성 기간 동안 별에 의해 중력적으로 포획된 원시 블랙홀(PBHs)과 그 후의 가속을 모델링하여 질량 >10^15 g인 원시 블랙홀의 현재 밀도에 대해 강력한 상한을 도출한다. 이는 조그만 비율의 포획된 PBHs가 존재할 경우 디스크 성간과 백색왜성의 치명적인 감소를 초래할 것이며, 이는 PBH의 천체 우주 밀도를 제약하고, 저질량 별 블랙홀(M < 1 M☉)이 백색왜성과의 합체를 통해 기인할 수 있음을 시사한다.

ABSTRACT

We derive a strong upper bound on the amount of Primordial Black Holes (PBHs) that can still be present in the Universe. Gravitational capture of PBHs by the Milky Way stars during their formation and subsequent accretion would produce a dramatic depletion of disk stars and especially of white dwarfs, unless the average cosmic density and mass of PBHs are severely constrained. Our finding also helps to discriminate among the various production mechanisms of PBHs. Moreover, we show that a star becomes overluminous before its disappearance into a PBH for a time span independent of its mass, thereby providing a characteristic observational signature of the considered scenario. We stress that our result allows for the existence of stellar-mass black holes in a mass range that is forbidden by standard stellar evolution.

연구 동기 및 목표

• 은하 형성 기간 동안 질량 >10^15 g인 원시 블랙홀(PBHs)이 별에 의해 중력적으로 포획되는 데 따른 천체물리적 결과를 평가하기 위해.
• 디스크 성간과 백색왜성의 가속에 의한 감소를 분석함으로써 현재 우주의 PBH 밀도를 제약하기 위해.
• 표준 별 진화 이론에서 예측할 수 없는 저질량 별 블랙홀(M < 1 M☉)이 PBH에 의해 설명될 수 있는지 평가하기 위해.
• 붕괴 이전의 과잉광도 단계에 대한 특징적인 관측적 서식을 규명하기 위해 — 이 기간은 별의 질량과 무관하다.
• 유도된 밀도 제약을 통해 다양한 PBH 생성 메커니즘을 구분하기 위해.

제안 방법

• 은하 허브의 원시 블랙홀(PBHs)이 어두운 물질 밀도 프로파일과 속도 분산을 따르는 코어드 구형 등온(CSI) 분포를 따른다고 가정한다.
• Bondi 가속 모델을 사용하여 PBH가 별에 가속되는 비율을 계산하며, PBH 질량이 약 ~7.6×10^14 g/ε를 초과하면 Eddington 제한 가속으로 전환된다.
• 붕괴 직전 마지막 단계에서 별의 빛의 세기가 0.1 L*를 초과해야 한다는 조건을 적용하여 과잉광도 지속 시간(t_lum)을 추정한다.
• Eddington 제한 가속을 가정하여 PBH 질량이 별의 질량에 도달할 때까지 가속이 이루어지는 데 걸리는 시간(t_sw)을 유도한다.
• 치명적인 감소를 방지하기 위해 별의 작은 비율만이 PBH를 포획할 수 있도록 제약 조건을 도입하여 PBH 밀도 파ameter Ω_PBH < 10^{-8}의 상한을 이끌어낸다.
• PBH 질량 임계값 ~7.6×10^14 g/ε를 사용하여 가속이 Bondi에서 Eddington 제한으로 전환되는 전환 시간(t_to)을 평가한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 형성 중인 별에 의해 중력적으로 포획되는 원시 블랙홀(PBHs)의 질량 >10^15 g일 경우, 현재 우주의 최대 허용 밀도는 얼마인가요?
• RQ2 질량 >10^15 g인 PBHs가 은하 디스크에 존재하면서 성간과 백색왜성의 관측 가능한 감소를 일으키지 않고 살아남을 수 있을까요?
• RQ3 붕괴 이전 과잉광도 단계의 지속 시간은 초기 별의 질량에 따라 달라지나요?
• RQ4 PBHs는 표준 별 진화 이론에서 예측할 수 없는 저질량 별 블랙홀(M < 1 M☉)을 설명할 수 있을까요?
• RQ5 이 천체물리적 효과들이 PBH의 초기 질량 함수와 생성 메커니즘에 대해 어떤 제약을 가합니다?

주요 결과

• PBH 질량 >10^15 g에 대해 현재 우주의 밀도 파ameter Ω_PBH는 PBH 포획이 성간의 치명적인 감소를 일으키지 않도록 하는 조건에 기반해 Ω_PBH < 10^{-8}으로 제약된다.
• 별은 PBH에 의해 삼켜지기 약 8.3×10^4년 전에 과잉광도 상태가 되며, 이 기간은 별의 질량과 무관하다.
• Eddington 제한 가속을 가정할 경우, 질량 >7.6×10^19 g인 PBH가 별을 삼키는 데 걸리는 시간은 1.4×10^5년 이내이다.
• 가속이 Bondi에서 Eddington 제한으로 전환되는 PBH 질량는 약 ~7.6×10^14 g/ε이며, 이 전환 시간 t_to는 3.3×10^8년 이하이다.
• 어두운 물질에 상당한 기여를 하기 위해서는 질량 >10^25 g인 PBH가 필요하며, 이는 오직 가장 질량이 큰 PBH만 어두운 물질 후보로 고려될 수 있음을 시사한다.
• M < 1 M☉인 블랙홀에 대한 관측적 증거는 표준 별 진화 이론으로는 형성될 수 없으므로, 강력히 PBH 기원을 시사한다.