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

तकनीकी सारांश: पुनर्संयोजन (Recombination) और हबल तनाव (Hubble Tension) पर प्रारंभिक ब्लैक होल से हॉकिंग विकिरण का प्रभाव

समस्या विवरण
यह शोध पत्र "हबल तनाव" (Hubble tension) को संबोधित करता है, जो प्रारंभिक ब्रह्मांड के कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (CMB) अवलोकनों से अनुमानित वर्तमान हबल स्थिरांक ($H_0 \approx 67.4$ किमी s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$) और स्थानीय विलंब-समय (late-time) मापों (जो कॉस्मिक डिस्टेंस लैडर का उपयोग करते हैं, $H_0 \approx 73$ किमी s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$) के बीच एक महत्वपूर्ण विसंगति (>5σ) है। लेखक इस बात की जांच करते हैं कि क्या पुनर्संयोजन के युग ($z \approx 1100$) के दौरान हॉकिंग विकिरण के माध्यम से वाष्पित होने वाले प्रारंभिक ब्लैक होल (PBHs) एक अतिरिक्त आयनीकरण और तापन स्रोत के रूप में कार्य कर सकते हैं। ऐसा तापन पुनर्संयोजन प्रक्रिया को विलंबित कर सकता है, जिससे अंतिम प्रकीर्णन की सतह (surface of last scattering) निम्न रेडशिफ्ट (redshifts) की ओर स्थानांतरित हो जाती है, जो सैद्धांतिक रूप से CMB डेटा से प्राप्त $H_0$ के अनुमानित मान को बढ़ा देता है।

कार्यप्रणाली
लेखकों ने ब्रह्मांड के तापीय और आयनीकरण इतिहास का अनुकरण करने के लिए recfast पुनर्संयोजन कोड (संस्करण 1.5.0) का उपयोग किया। उन्होंने वाष्पित होते PBHs से ऊर्जा इंजेक्शन को शामिल करने के लिए कोड को संशोधित किया। मुख्य कार्यप्रणाली संबंधी चरण निम्नलिखित हैं:

• आयनीकरण तंत्र: अध्ययन ने प्रत्यक्ष फोटोआयनीकरण के बजाय द्वितीयक आयनीकरण (कॉम्पटन स्कैटरिंग और पेयर-प्रोडक्शन के माध्यम से तापन) पर ध्यान केंद्रित किया, क्योंकि PBHs से निकलने वाले उच्च-ऊर्जा फोटॉन ($E \sim 100$ MeV–GeV) का फोटोइलेक्ट्रिक क्रॉस-सेक्शन बहुत कम होता है। लेखकों ने माना कि वाष्पित होते PBHs से निकलने वाली समस्त विद्युत चुम्बकीय ऊर्जा अंततः आसपास की गैस में जमा हो जाती है, हालांकि उन्होंने उल्लेख किया कि न्यूट्रिनो हानि (कुल चमक का लगभग 40–50%) और ग्रे बॉडी फैक्टर्स (grey body factors) महत्वपूर्ण अनिश्चितताएं पेश करते हैं।
• PBH जनसंख्या मॉडल: सिमुलेशन को गैर-मोनोक्रोमैटिक इनिशियल मास फंक्शन्स (IMFs) के साथ चलाया गया जो $10^{-20}$ से $10^{-17.5} M_\odot$ के द्रव्यमान रेंज में पावर लॉ ($M^{-1}$ और $M^{-2}$) का पालन करते हैं। यह रेंज इसलिए चुनी गई क्योंकि इस विंडो के PBHs पुनर्संयोजन के दौरान या उससे पहले पूरी तरह से वाष्पित हो जाते हैं।
• पैरामीटर स्पेस: PBHs के रूप में डार्क मैटर का अंश ($f_{C,PBH}$ या $\Omega_{PBH}$) $10^{-6}$ से $10^{-2}$ के बीच परिवर्तित किया गया। सिमुलेशन ने आयनीकरण अंश में परिवर्तन ($\Delta x$) और पदार्थ-विकिरण डिकपलिंग (matter-radiation decoupling) के रेडशिफ्ट में बदलाव ($\Delta z_\star$) की गणना की।
• हबल स्थिरांक गणना: $z_\star$ में बदलाव को संबंध $\Delta H_0/H_0 \approx \frac{3}{2} \Delta z / (1+z_\star)$ का उपयोग करके $H_0$ में भिन्नात्मक परिवर्तन में परिवर्तित किया गया।
• सीमाएं (Constraints): लेखकों ने अपने परिणामों को बाह्य-आकाशगंगा गामा-रे बैकग्राउंड, पॉज़िट्रॉन विलोपन (511 keV लाइन), और वोयाजर 1 कॉस्मिक रे फ्लक्स से क्रॉस-रेफरेंस किया। उन्होंने CMB पावर स्पेक्ट्रम (विशेष रूप से E-mode पोलराइजेशन) में दृश्य संकेतों की जांच के लिए CAMB का भी उपयोग किया।

मुख्य परिणाम

1. पुनर्संयोजन पर प्रभाव: PBH तापन पुनर्संयोजन को विलंबित करता है। $\Omega_{PBH} \approx 10^{-3} \Omega_C$ (एक $M^{-1}$ IMF के साथ) की PBH घनत्व के लिए, अंतिम प्रकीर्णन की सतह का रेडशिफ्ट $z_\star = 1081$ (मानक $\Lambda$CDM) से बदलकर $z_\star = 1017$ हो जाता है।
2. हबल तनाव का समाधान: एक $\Omega_{PBH} \approx 10^{-3} \Omega_C$ का PBH ऊर्जा घनत्व $H_0$ में $\approx 8.9\%$ की वृद्धि करता है, जो प्लैंक CMB डेटा और स्थानीय डिस्टेंस लैडर मापों के बीच के अंतर को पाटने के लिए पर्याप्त है। यहाँ तक कि कम घनत्व ($\Omega_{PBH} \approx 10^{-4} \Omega_C$) भी वर्तमान मापन अनिश्चितताओं से बड़े परिवर्तन ($>1.8\%$) उत्पन्न करता है।
3. IMF संवेदनशीलता: IMF का आकार अत्यंत महत्वपूर्ण है। एक $M^{-2}$ IMF (जो कम द्रव्यमान की ओर झुका हुआ है) समान कुल PBH घनत्व पर $M^{-1}$ IMF की तुलना में लगभग 6.4 गुना अधिक आयनीकरण बूस्ट कारक उत्पन्न करता है, क्योंकि कम द्रव्यमान वाले PBHs अधिक तेज़ी से और पहले वाष्पित होते हैं।
4. ऊपरी सीमाएं और पुन: आयनीकरण (Reionization):
   • पूर्ण ऊपरी सीमा: $\Omega_{PBH} < 10^{-2} \Omega_C$। इस सीमा से ऊपर के घनत्व "द्वितीयक पुन: आयनीकरण" का कारण बनते हैं, जिससे मानक पुनर्संयोजन के बाद लंबे समय तक ब्रह्मांड आयनित रहता है ($x_e \approx 1$), जो CMB अवलोकनों के विपरीत है।
   • द्रव्यमान सीमाएं: $10^{-17.5} M_\odot$ से अधिक द्रव्यमान वाले PBHs द्वारा प्रतिबंधित किया गया है क्योंकि वे कम रेडशिफ्ट ($z < 100$) पर अंतर-आकाशगंगा माध्यम (intergalactic medium) को आयनित और वाष्पित कर देंगे, जो लाइमन-$\alpha$ फॉरेस्ट डेटा के असंगत है।
5. CMB पावर स्पेक्ट्रम: हालांकि PBHs आयनीकरण इतिहास को बदलते हैं, लेकिन इसके परिणामस्वरूप CMB E-mode पोलराइजेशन पावर स्पेक्ट्रम (EE) में होने वाले परिवर्तन सूक्ष्म हैं। उच्चतम ($10^{-2}$) और निम्नतम ($10^{-5}$) PBH अंशों के बीच रूट मीन स्क्वायर अंतर शिखर संकेत का केवल $\approx 0.6\%$ है, जो यह सुझाव देता है कि ये प्रभाव अकेले प्लैंक डेटा द्वारा निर्णायक रूप से खारिज नहीं किए जा सकते थे।

महत्व और दावे
यह शोध पत्र तर्क देता है कि वाष्पित होते PBHs प्रारंभिक ब्रह्मांड के आयनीकरण इतिहास को संशोधित करने और संभावित रूप से हबल तनाव को कम करने के लिए एक भौतिक रूप से प्रशंसनीय, गैर-विदेशी (non-exotic) तंत्र का प्रतिनिधित्व करते हैं। हालांकि, लेखक इसके परिमाण के संबंध में एक सतर्क रुख बनाए रखते हैं:

• अनिश्चितताएं: $H_0$ के सटीक सुधार में "ग्रे बॉडी फैक्टर्स" (जो अज्ञात PBH स्पिन और चार्ज पर निर्भर हैं) और न्यूट्रिनो हानि बाधा उत्पन्न करती है, जो प्रभावी तापन दर को कारक दो तक बदल सकती है।
• संवेदनशीलता: $H_0$, $\Omega_{PBH}$ के प्रति अत्यंत संवेदनशील है। PBH घनत्व में मामूली वृद्धि विस्तार दर (expansion rate) के अनुमानित मान में पर्याप्त परिवर्तन लाती है।
• तनाव पर निष्कर्ष: लेखक तर्क देते हैं कि हालांकि अकेले PBHs पूरे तनाव को हल करने में सक्षम होने की संभावना कम है (क्योंकि ध्वनि क्षितिज (sound horizon) को स्थानांतरित करने से बेरियन एकोस्टिक ऑसिलेशन के साथ अन्य तनाव उत्पन्न होते हैं), वे इसमें सार्थक योगदान दे सकते हैं।
• सिफारिश: जब तक डार्क मैटर के गैर-गुरुत्वाकर्षण गुणों को बेहतर ढंग से नियंत्रित नहीं किया जाता, लेखक सुझाव देते हैं कि यह धारणा कि ब्रह्मांड का आयनीकरण इतिहास कड़ाई से मानक $\Lambda$CDM के तापीय इतिहास से मेल खाता है, $H_0$ निर्धारित करने के लिए बहुत "अस्थिर" (precarious) है। फलस्वरूप, वे सुझाव देते हैं कि $z \lesssim 1$ पर स्थानीय स्तर पर $H_0$ को मापना वर्तमान में CMB से इसे अनुमानित करने की तुलना में अधिक सुदृढ़ दृष्टिकोण हो सकता है।