Primordial black holes as dark matter candidates: Multi-frequency constraints from cosmic radiation backgrounds

Resumen Técnico: Agujeros Negros Primordiales como Candidatos a Materia Oscura: Restricciones Multifrecuencia desde los Fondos de Radiación Cósmica

Planteamiento del Problema
La naturaleza de la materia oscura (DM) sigue siendo una de las preguntas más significativas en cosmología. Los agujeros negros primordiales (PBH), formados a partir de fluctuaciones de densidad en el Universo temprano, son un candidato convincente que podría constituir una fracción o la totalidad de la DM. Sin embargo, su viabilidad está limitada por su capacidad para acrecionar gas y emitir radiación a través del espectro electromagnético. Este estudio aborda la tensión entre las anomalías observadas en los fondos de radiación cósmica —específicamente el Fondo de Rayos X Cósmicos (CXB) no resuelto, el Fondo de Lyman-Werner (LWB) y el Fondo de Radio Cósmico (CRB)— y los límites teóricos impuestos por la acreción de PBH. El objetivo principal es restringir la fracción máxima de DM ($f_{\text{PBH}}$) que puede estar compuesta por PBH a través de un rango de masa de $1$a$100 , M_\odot$ mediante la comparación de las predicciones del modelo contra umbrales observacionales y teóricos.

Metodología
Los autores emplean un marco analítico exhaustivo para modelar la acreción de PBH y la subsiguiente emisión de radiación, basándose en el trabajo previo (Casanueva-Villarreal et al. 2024, CV2024).

1. Distribución Cosmológica: El estudio asume una distribución de masa de PBH monocromática dentro de una cosmología $\Lambda$CDM. Los PBH se distribuyen de acuerdo con la densidad de DM, residiendo tanto en halos virializados (modelados con perfiles de Navarro-Frenk-White) como en el medio intergaláctico (IGM). La Función de Masa de Halo (HMF) se modifica para tener en cuenta las perturbaciones de isocurvatura inducidas por PBH y la mezcla de modos, siguiendo el formalismo de Zhang et al. (2024a).
2. Física de la Acreción: Se utiliza el modelo de Bondi-Hoyle-Lyttleton para determinar las tasas de acreción. Crucialmente, el estudio distingue entre múltiples regímenes de acreción basados en la tasa de acreción adimensional ($\dot{m}$):
   • Discos Delgados (Thin Disks): Para altas tasas de acreción ($\dot{m} \geq 0.07\alpha$).
   • Flujos de Acreción Calientes Luminosos (LHAF): $0.1\alpha^2 < \dot{m} < 0.07\alpha$.
   • ADAF Estándar: $10^{-3}\alpha^2 < \dot{m} < 0.1\alpha^2$.
   • eADAF de Electrones (eADAF): $\dot{m} < 10^{-3}\alpha^2$.
     Los espectros de emisión para estos regímenes se calculan utilizando prescripciones analíticas (Takhistov et al. 2022), incluyendo procesos de sincrotrón, Compton inverso y bremsstrahlung.
3. Variaciones Ambientales: Para probar la robustez, los autores exploran tres perfiles distintos de densidad de gas dentro de los halos: un perfil isotérmico simple, el perfil de Makino et al. (1998) y un perfil reescalado de Liu et al. (2022). Además, se examinan las variaciones en las velocidades relativas (velocidad virial vs. velocidad del sonido) y las distribuciones espaciales de PBH (NFW vs. isotérmico).
4. Cálculo del Fondo: La emisividad comóvil se integra sobre el desplazamiento al rojo (redshift) y la HMF para derivar la intensidad del fondo para las bandas de rayos X suaves ($0.5-2$ keV) y duras ($2-10$ keV), la banda de Lyman-Werner ($11.2-13.6$ eV) y el continuo de radio. Estos se comparan contra:
   • CXB: Límites observacionales sobre el componente de fuente no detectada (nsCXB) de Cappelluti et al. (2017).
   • LWB: Límites teóricos donde la tasa de disociación del hidrógeno molecular ($H_2$) excede su tasa de formación ($J_{\text{LW}} \sim 1$), lo que suprimiría la formación temprana de estrellas.
   • CRB: Límites observacionales de ARCADE 2 y restricciones relacionadas con la señal de 21 cm de EDGES.

Contribuciones Clave y Resultados

• Restricciones Refinadas de $f_{\text{PBH}}$: El estudio deriva límites superiores estrictos sobre la fracción de DM compuesta por PBH para masas entre $1$y$100 , M_\odot$. Bajo el modelo base (usando perfiles Makino+1998 y un perfil isotérmico simple), las restricciones son:

  • $1 \, M_\odot$: $f_{\text{PBH}} \leq 7 \times 10^{-3}$
  • $10 \, M_\odot$: $f_{\text{PBH}} \leq 6 \times 10^{-4}$
  • $33 \, M_\odot$: $f_{\text{PBH}} \leq 6 \times 10^{-4}$
  • $100 \, M_\odot$: $f_{\text{PBH}} \leq 7 \times 10^{-4}$
    Estos límites están impulsados primordialmente por las restricciones del fondo de rayos X suaves, mientras que el LWB proporciona límites complementarios y consistentes.

• Contribución a los Fondos Cósmicos: En estas fracciones máximas permitidas, los PBH podrían explicar una parte significativa del exceso observado en el fondo de rayos X suaves (hasta un 99% para $1 \, M_\odot$, 93% para $10 \, M_\odot$, 80% para $33 \, M_\odot$, y 91% para $100 \, M_\odot$) y aproximadamente el 33–39% del exceso de rayos X duros. Sin embargo, su contribución al CRB es insignificante (menos del 1% del exceso observado en $z=0$).

• Impacto de los Sub-regímenes de Acreción: La inclusión de distintos sub-regímenes de acreción (LHAF, eADAF) es crítica. Excluir estos sub-regímenes (considerando solo ADAF estándar y discos delgados) relaja las restricciones para PBH de baja masa ($1 \, M_\odot$) hasta un orden de magnitud (por ejemplo, $f_{\text{PBH}}$ podría alcanzar $3 \times 10^{-2}$), lo que resalta la sensibilidad de los límites a la física detallada de los flujos de acreción.

• Robustez del Modelo: Las variaciones en los perfiles de densidad de gas, las prescripciones de velocidad y la modificación de la HMF generalmente resultan en cambios moderados (factores de $\sim 2$) en las restricciones, excepto por la exclusión de los sub-regímenes de acreción. El estudio encuentra que la contribución del IGM al fondo total es subdominante en comparación con las contribuciones de los halos, excepto en escenarios específicos de alto desplazamiento al rojo o alta fracción.

• EDGES y Exceso de CRB: El artículo aborda explícitamente la señal de 21 cm de EDGES y el exceso de radio de ARCADE 2. Los autores encuentran que explicar estas anomalías requeriría fracciones de PBH ($f_{\text{PBH}} \sim 1$) que están estrictamente descartadas por las restricciones de CXB y LWB. Incluso si la señal de EDGES es astrofísica, los PBH por sí solos no pueden explicar el exceso de fondo de radio requerido sin violar los límites de rayos X.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo afirma proporcionar una evaluación más matizada y físicamente fundamentada de los PBH como candidatos a materia oscura, integrando la física detallada de la acreción con restricciones observacionales multifrecuencia.

• Exclusión de la DM Total: Los autores concluyen que los PBH en el rango de masa de $1-100 \, M_\odot$ no pueden constituir la totalidad de la materia oscura. Las restricciones derivadas son más restrictivas que muchos límites existentes en el rango de masa intermedia ($1-10 \, M_\odot$), particularmente cuando se considera el conjunto completo de sub-regímenes de acreción.
• Complementariedad de los Fondos: El estudio demuestra la complementariedad del CXB y el LWB. Mientras que el CXB proporciona límites observacionales directos, el LWB ofrece restricciones teóricas sobre la historia térmica y química del Universo temprano, específicamente respecto a la supresión del enfriamiento molecular y la formación de estrellas de Población III.
• Dependencia del Modelo: Un hallazgo clave es la dependencia significativa de las restricciones sobre el modelado de la física de la acreción. La exclusión de regímenes de acreción específicos (como LHAF) puede relajar artificialmente las restricciones, lo que sugiere que los límites robustos requieren un tratamiento exhaustivo de la física del flujo de acreción.
• Consistencia con Otros Probetas: Las restricciones derivadas se alinean con, y en algunos casos endurecen, los límites de microlente (OGLE, EROS-2/MACHO), ondas gravitacionales (LIGO/Virgo) y distorsiones espectrales del CMB, reforzando el enfoque de multi-mensajeros para restringir la abundancia de PBH.

En resumen, aunque los PBH en este rango de masa no pueden ser el único componente de la materia oscura, el estudio enfatiza que incluso pequeñas fracciones podrían desempeñar un papel fundamental en la formación de las estructuras cósmicas tempranas, siempre que su abundancia permanezca dentro de los límites estrictamente controlados derivados de los fondos de radiación cósmica.