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

Sintesi Tecnica: L'impatto della radiazione di Hawking da Buchi Neri Primordiali sulla ricombinazione e la tensione di Hubble

Problematica
Il documento affronta la "tensione di Hubble", una discrepanza significativa (>5σ) tra la costante di Hubble attuale ($H_0$) inferita dalle osservazioni della radiazione cosmica di fondo (CMB) dell'universo primordiale ($H_0 \approx 67,4$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$) e le misurazioni locali del tempo tardivo utilizzando la scala delle distanze cosmiche ($H_0 \approx 73$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$). Gli autori indagano se i Buchi Neri Primordiali (PBH) che evaporano tramite radiazione di Hawking durante l'epoca della ricombinazione ($z \approx 1100$) possano agire come una fonte aggiuntiva di ionizzazione e riscaldamento. Tale riscaldamento ritarderebbe il processo di ricombinazione, spostando la superficie di ultimo scattering verso redshift più bassi, il che teoricamente aumenta il valore di $H_0$ inferito dai dati CMB.

Metodologia
Gli autori hanno utilizzato il codice di ricombinazione recfast (versione 1.5.0) per simulare la storia termica e di ionizzazione dell'Universo. Hanno modificato il codice per includere l'iniezione di energia da PBH in evaporazione. Le principali fasi metodologiche hanno incluso:

• Meccanismi di ionizzazione: Lo studio si è concentrato sulla ionizzazione secondaria (riscaldamento tramite scattering Compton e produzione di coppie) piuttosto che sulla fotoionizzazione diretta, poiché i fotoni ad alta energia provenienti dai PBH ($E \sim 100$ MeV–GeV) hanno una sezione d'urto fotoelettrica bassa. Gli autori hanno assunto che tutta l'energia elettromagnetica dei PBH in evaporazione venga infine depositata nel gas circostante, pur notando che le perdite di neutrini (circa il 40–50% della luminosità totale) e i fattori di corpo grigio introducono incertezze significative.
• Modelli di popolazione di PBH: Le simulazioni sono state eseguite con Funzioni di Massa Iniziale (IMF) non monocromatiche seguendo leggi di potenza ($M^{-1}$ e $M^{-2}$) attraverso un intervallo di massa da $10^{-20}$ a $10^{-17,5} M_\odot$. Questo intervallo è stato selezionato perché i PBH in questa finestra evaporano completamente durante o prima della ricombinazione.
• Spazio dei parametri: La frazione di materia oscura sotto forma di PBH ($f_{C,PBH}$ o $\Omega_{PBH}$) è stata variata da $10^{-6}$ a $10^{-2}$. Le simulazioni hanno calcolato la risultante variazione della frazione di ionizzazione ($\Delta x$) e lo spostamento nel redshift del disaccoppiamento materia-radiazione ($z_\star$).
• Calcolo della costante di Hubble: Lo spostamento in $z_\star$ è stato convertito in una variazione frazionaria di $H_0$ utilizzando la relazione $\Delta H_0/H_0 \approx \frac{3}{2} \Delta z / (1+z_\star)$.
• Vincoli: Gli autori hanno incrociato i loro risultati con i vincoli esistenti derivanti dal fondo gamma extragalattico, dall'annichilazione dei positroni (linea a 511 keV) e dal flusso di raggi cosmici di Voyager 1. Hanno inoltre utilizzato CAMB per verificare eventuali firme osservabili nello spettro di potenza della CMB (specificamente la polarizzazione E-mode).

Risultati Chiave

1. Impatto sulla ricombinazione: Il riscaldamento da PBH ritarda la ricombinazione. Per una densità di PBH $\Omega_{PBH} \approx 10^{-3} \Omega_C$ (con un'IMF $M^{-1}$), il redshift della superficie di ultimo scattering si sposta da $z_\star = 1081$ (standard $\Lambda$CDM) a $z_\star = 1017$.
2. Risoluzione della tensione di Hubble: Una densità di energia dei PBH $\Omega_{PBH} \approx 10^{-3} \Omega_C$ produce un incremento di circa l'8,9% in $H_0$, il che è sufficiente per colmare il divario tra i dati Planck CMB e le misurazioni locali della scala delle distanze. Anche densità inferiori ($\Omega_{PBH} \approx 10^{-4} \Omega_C$) producono variazioni ( $>1,8\%$) superiori alle attuali incertezze di misurazione.
3. Sensibilità dell'IMF: La forma dell'IMF è critica. Un'IMF $M^{-2}$ (polarizzata verso masse inferiori) produce fattori di incremento della ionizzazione circa 6,4 volte superiori rispetto a un'IMF $M^{-1}$ alla stessa densità totale di PBH, poiché i PBH di massa minore evaporano più rapidamente e precocemente.
4. Limiti superiori e riionizzazione:
   • Limite superiore assoluto: $\Omega_{PBH} < 10^{-2} \Omega_C$. Densità superiori a questa soglia causano una "riionizzazione secondaria", mantenendo l'Universo ionizzato ($x_e \approx 1$) per periodi prolungati dopo la ricombinazione standard, il che contraddice le osservazioni della CMB.
   • Limiti di massa: I PBH con masse $> 10^{-17,5} M_\odot$ sono vincolati perché evaporerebbero e ionizzerebbero il mezzo intergalattico a bassi redshift ($z < 100$), in modo incoerente con i dati della foresta Lyman-$\alpha$.
5. Spettro di potenza della CMB: Sebbene i PBH alterino la storia della ionizzazione, le variazioni risultanti nello spettro di potenza della polarizzazione E-mode (EE) della CMB sono sottili. La differenza tra il valore massimo ($10^{-2}$) e quello minimo ($10^{-5}$) della frazione di PBH è solo dello $\approx 0,6\%$ del segnale di picco, suggerendo che tali effetti potrebbero non essere stati definitivamente esclusi dai dati Planck da soli.

Significato e Rivendicazioni
L'articolo pone che i PBH in evaporazione rappresentano un meccanismo fisicamente plausibile e non esotico per modificare la storia della ionizzazione dell'universo primordiale e potenzialmente alleviare la tensione di Hubble. Tuttavia, gli autori mantengono una posizione cauta riguardo all'entità di questo effetto:

• Incertezze: La precisa correzione a $H_0$ è ostacolata dai "fattori di corpo grigio" (dipendenti dallo spin e dalla carica ignoti dei PBH) e dalle perdite di neutrini, che potrebbero alterare il tasso di riscaldamento effettivo di un fattore due.
• Sensibilità: $H_0$ è estremamente sensibile a $\Omega_{PBH}$. Un lieve aumento della densità di PBH porta a una sostanziale variazione del tasso di espansione inferito.
• Conclusione sulla tensione: Gli autori sostengono che i PBH da soli difficilmente risolveranno l'intera tensione (poiché lo spostamento dell'orizzonte sonoro introduce altre tensioni con le oscillazioni acustiche barioniche), ma potrebbero contribuire significativamente.
• Raccomandazione: Finché le proprietà non gravitazionali della materia oscura non saranno meglio vincolate, gli autori suggeriscono che l'ipotesi che la storia della ionizzazione dell'Universo corrisponda strettamente alla storia termica standard del $\Lambda$CDM sia "troppo precaria" per fare affidamento su di essa per determinare $H_0$. Di conseguenza, suggeriscono che misurare $H_0$ localmente a $z \lesssim 1$ possa attualmente essere un approccio più robusto rispetto all'inferenza dalla CMB.