We propose a model of inflation capable of generating a population of light black holes (about ${10}^{\ensuremath{-}16}--{10}^{\ensuremath{-}14}$ solar masses) that might account for a significant fraction of the dark matter in the Universe. The effective potential of the model features an approximate inflection point arising from two-loop order logarithmic corrections in well-motivated and perturbative particle physics examples. This feature decelerates the inflaton before the end of inflation, enhancing the primordial spectrum of scalar fluctuations and triggering efficient black hole production with a peaked mass distribution. At larger field values, inflation occurs thanks to a generic small coupling between the inflaton and the curvature of spacetime. We compute accurately the peak mass and abundance of the primordial black holes using the Press-Schechter and Mukhanov-Sasaki formalisms, showing that the slow-roll approximation fails to reproduce the correct results by orders of magnitude. We study as well a qualitatively similar implementation of the idea, where the approximate inflection point is due to competing terms in a generic polynomial potential. In both models, requiring a significant part of the dark matter abundance to be in the form of black holes implies a small blue scalar tilt with a sizable negative running and a tensor spectrum that may be detected by the next-generation probes of the cosmic microwave background. We also comment on previous works on the topic.

We discuss the issue of perturbativity in single-field inflationary models with a phase of ultra slow-roll (USR) tailor suited to generate an order-one abundance of primordial black holes (PBHs).More in detail, we impose the condition that loop corrections made up of short-wavelength modes enhanced by the USR dynamics do not alter the tree-level power spectrum of curvature perturbations.In our analysis, the USR phase is preceded and followed by two stages of ordinary slow-roll (SR), and we model the resulting SR/USR/SR dynamics using both instantaneous and smooth transitions.Focusing on scales relevant for CMB observations, we find that it is not possible, with these arguments, to rule out the scenario of PBH formation via USR, not even in the limit of instantaneous transition.However, we also find that loop corrections of short modes on the power spectrum of long modes, even though not large enough to violate perturbativity requirements, remain appreciable and, most importantly, are not tamed in realistic realisations of smooth SR/USR/SR transitions.This makes perturbativity a powerful theoretical tool to constrain USR dynamics.We extend the analysis at any scale beyond those relevant for CMB observations.We find that loop corrections of short modes remain within the few percent if compared to the tree-level power spectrum.However, we also find one notable exception of phenomenological relevance: we show that the so-called dip in the power spectrum of curvature perturbation is significantly reduced beyond the tree-level computation.CONTENTS I. Introduction II.Set-up of the computation using the "in-in" formalism A. Conventions B. The (minimal) dynamics of ultra slow-roll C. The cubic action D. Beyond the cubic action III.One-loop computation A. Loop correction with a large hierarchy of scales B. Loop correction at any scales IV.Time integration beyond the instantaneous transition and at any scales A. Loop evaluation at the CMB scales 1.The instantaneous transition 2. Dynamics during USR 3. Dynamics at the SR/USR/SR transition B. Loop evaluation at any scales V.

The exploration of the parameter space of axion and axion-like particle dark matter is a major aim of the future program of astroparticle physics investigations. In this context, we present a possible strategy that focuses on detecting radio emissions arising from the conversion of dark matter axions in the Sun's magnetic field, including conversion in sunspots. We demonstrate that near-future low-frequency radio telescopes, such as the SKA Low, may access regions of unexplored parameter space for masses ma≲10−6 eV.