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回転している原始ブラックホール形成に必要な原始密度揺らぎの大きさの閾値を求めた。この閾値は角運動量の２次のオーダーで増加し、回転速度が大きい原始ブラックホールほど形成しにくいという結果が得られた。このことと先行研究に基づく原始ブラックホールが持つ典型的な角運動量を比較することで、少なくともガウス型原始揺らぎにおいては、原始ブラックホールの形成時における角運動量分布を主に決めるのは、閾値ではなく揺らぎの分布関数であることが分かった。
また、原始ブラックホールの形成時の質量分布や角運動量分布を計算する新しい理論手法を提案した。これはあるハッブル領域から原始ブラックホールが形成する確率をそのまま確率分布関数に置き換えていた先行研究の問題点を、揺らぎの空間スケールという自由度を導入することで解決するものである。この自由度を関数積分に取り入れることで、原理的には任意の原始揺らぎの統計分布に対して計算可能な定式化を与えることができた。
連星原始ブラックホールの合体の質量分布が宇宙赤方偏移に依存しないことを踏まえ、合体率の質量分布の時間依存性を重力波観測から検証するための方法論を構築した。そして、合体の観測数が十分大きければ、この方法によって原始ブラックホールを重力波観測から検証可能なことを示した。さらに、LIGO-VirgoのO3観測の実データに対して、今回導いた統計方法を適用し、質量分布が宇宙赤方偏移に依存している兆候はなく、重力波イベントの起源が原始ブラックホールであることを無矛盾であることを示した。ただし、観測された合体イベント数では、干渉計の感度に起因するselection biasの影響が大きく、質量分布の宇宙赤方偏移への依存性が非常に強い場合のみを棄却するものであり、意味のある制限を課すには今後の観測でイベント数を増やすことが必要であることも分かった。
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