The impact of Hawking radiation from primordial black holes on recombination and the Hubble tension

Résumé Technique : L'impact du rayonnement de Hawking des trous noirs primordiaux sur la recombinaison et la tension de Hubble

Énoncé du problème
L'article traite de la « tension de Hubble », un écart significatif (>5σ) entre la constante de Hubble actuelle ($H_0$) déduite des observations du fond diffus cosmologique (CMB) de l'univers primordial ($H_0 \approx 67,4$ km s⁻¹ Mpc⁻¹) et les mesures locales de l'époque tardive utilisant l'échelle de distance cosmique ($H_0 \approx 73$ km s⁻¹ Mpc⁻¹). Les auteurs étudient si les trous noirs primordiaux (PBH) s'évaporant via le rayonnement de Hawking pendant l'époque de la recombinaison ($z \approx 1100$) pourraient agir comme une source supplémentaire d'ionisation et de chauffage. Un tel chauffage retarderait le processus de recombinaison, décalant la surface de dernière diffusion vers des redshifts plus bas, ce qui augmenterait théoriquement la valeur de $H_0$ déduite des données du CMB.

Méthodologie
Les auteurs ont utilisé le code de recombinaison recfast (version 1.5.0) pour simuler l'histoire thermique et d'ionisation de l'Univers. Ils ont modifié le code pour inclure l'injection d'énergie provenant de l'évaporation des PBH. Les étapes méthodologiques clés comprenaient :

• Mécanismes d'ionisation : L'étude s'est concentrée sur l'ionisation secondaire (chauffage par diffusion Compton et production de paires) plutôt que sur la photoionisation directe, car les photons de haute énergie provenant des PBH ($E \sim 100$ MeV–GeV) possèdent une faible section efficace de photoabsorption. Les auteurs ont supposé que toute l'énergie électromagnétique provenant de l'évaporation des PBH est finalement déposée dans le gaz environnant, bien qu'ils aient noté que les pertes de neutrinos (environ 40–50 % de la luminosité totale) et les facteurs de corps gris introduisent des incertitudes significatives.
• Modèles de population de PBH : Des simulations ont été exécutées avec des fonctions de distribution de masse (IMF) non monochromatiques suivant des lois de puissance ($M^{-1}$ et $M^{-2}$) à travers une plage de masse de $10^{-20}$ à $10^{-17,5} M_\odot$. Cette plage a été sélectionnée car les PBH dans cette fenêtre s'évaporent entièrement pendant ou avant la recombinaison.
• Espace des paramètres : La fraction de la matière noire sous forme de PBH ($f_{C,PBH}$ ou $\Omega_{PBH}$) a été variée de $10^{-6}$ à $10^{-2}$. Les simulations ont calculé le changement résultant de la fraction d'ionisation ($\Delta x$) et le décalage du redshift de découplage rayonnement-matière ($z_\star$).
• Calcul de la constante de Hubble : Le décalage de $z_\star$ a été converti en un changement fractionnaire de $H_0$ en utilisant la relation $\Delta H_0/H_0 \approx \frac{3}{2} \Delta z / (1+z_\star)$.
• Contraintes : Les auteurs ont recoupé leurs résultats avec les contraintes existantes de la diffusion gamma extragalactique, de l'annihilation des positrons (ligne de 511 keV) et du flux de rayons cosmiques de Voyager 1. Ils ont également utilisé CAMB pour vérifier les signatures observables dans le spectre de puissance du CMB (spécifiquement la polarisation E-mode).

Résultats clés

1. Impact sur la recombinaison : Le chauffage par les PBH retarde la recombinaison. Pour une densité de PBH de $\Omega_{PBH} \approx 10^{-3} \Omega_C$ (avec une IMF en $M^{-1}$), le redshift de la surface de dernière diffusion passe de $z_\star = 1081$ (ΛCDM standard) à $z_\star = 1017$.
2. Résolution de la tension de Hubble : Une densité énergétique de PBH de $\Omega_{PBH} \approx 10^{-3} \Omega_C$ produit une augmentation d'environ 8,9 % de $H_0$, ce qui est suffisant pour combler l'écart entre les données de Planck (CMB) et les mesures de l'échelle de distance locale. Même des densités plus faibles ($\Omega_{PBH} \approx 10^{-4} \Omega_C$) produisent des changements ($>1,8 \%$) supérieurs aux incertitudes de mesure actuelles.
3. Sensibilité de l'IMF : La forme de l'IMF est critique. Une IMF en $M^{-2}$ (biaisée vers des masses plus faibles) produit des facteurs de boost d'ionisation environ 6,4 fois plus grands qu'une IMF en $M^{-1}$ à densité de PBH totale égale, car les PBH de plus faible masse s'évaporent plus rapidement et plus tôt.
4. Limites supérieures et réionisation :
   • Limite supérieure absolue : $\Omega_{PBH} < 10^{-2} \Omega_C$. Les densités supérieures à ce seuil provoquent une « réionisation secondaire », maintenant l'Univers ionisé ($x_e \approx 1$) pendant des périodes prolongées après la recombinaison standard, ce qui contredit les observations du CMB.
   • Limites de masse : Les PBH avec des masses $> 10^{-17,5} M_\odot$ sont contraints car ils s'évaporeraient et ioniseraient le milieu intergalactique à des redshifts bas ($z < 100$), ce qui est incompatible avec les données de la forêt Lyman-$\alpha$.
5. Spectre de puissance du CMB : Bien que les PBH modifient l'histoire de l'ionisation, les changements résultants dans le spectre de puissance de la polarisation E-mode (EE) du CMB sont subtils. La différence quadratique moyenne entre la valeur la plus haute ($10^{-2}$) et la plus basse ($10^{-5}$) de la fraction de PBH n'est que d'environ 0,6 % du signal de crête, suggérant que ces effets pourraient ne pas avoir été définitivement exclus par les données de Planck seules.

Signification et affirmations
L'article pose que les PBH en évaporation représentent un mécanisme physiquement plausible et non exotique pour modifier l'histoire de l'ionisation de l'Univers primordial et potentiellement atténuer la tension de Hubble. Cependant, les auteurs maintiennent une position prudente concernant l'ampleur de cet effet :

• Incertitudes : La correction précise de $H_0$ est entravée par les « facteurs de corps gris » (dépendants du spin et de la charge inconnus des PBH) et les pertes de neutrinos, qui pourraient altérer le taux de chauffage effectif d'un facteur deux.
• Sensibilité : $H_0$ est extrêmement sensible à $\Omega_{PBH}$. Une légère augmentation de la densité de PBH entraîne un changement substantiel du taux d'expansion inféré.
• Conclusion sur la tension : Les auteurs soutiennent que si les PBH seuls sont peu susceptibles de résoudre l'intégralité de la tension (car le décalage de l'horizon sonore introduit d'autres tensions avec les oscillations acoustiques baryoniques), ils pourraient contribuer de manière significative.
• Recommandation : Tant que les propriétés non gravitationnelles de la matière noire ne sont pas mieux contraintes, les auteurs suggèrent que l'hypothèse selon laquelle l'histoire de l'ionisation de l'Univers correspond strictement à l'histoire thermique standard de ΛCDM est « trop précaire » pour servir de base à la détermination de $H_0$. Par conséquent, ils suggèrent que mesurer $H_0$ localement à $z \lesssim 1$ peut actuellement être une approche plus robuste que de l'inférer à partir du CMB.