[論文レビュー] Fast Radio Bursts from Axion Stars

Aiichi Iwazaki|arXiv (Cornell University)|Dec 25, 2014

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 14

ひとこと要約

本稿では、高速電波パulses（FRB）が、axion星（重力的に束縛された暗黒物質の天体）と中性子星の衝突によって発生すると提案している。axion星の振動する場が、中性子星の磁場内でのaxion-光子変換によってコherentな電波放射を生成し、電子の熱揺らぎによって有限帯域幅を持つ短時間で明るいパルスが発生する。モデルは、axion星の質量が約10⁻¹² M☉であると予測しており、観測されたFRBの発生頻度や性質と整合的である。

ABSTRACT

Axions are one of the most promising candidates of dark matter. The axions have been shown to form miniclusters with masses $\sim 10^{-12}M_{\odot}$ and to become dominant component of dark matter. Some of the axion miniclusters condense to form axion stars. We have recently shown a possible origin of fast radio bursts ( FRBs ) by assuming that the axion stars are main component of halos: FRBs arise from the collisions between the axion stars and neutron stars. It is remarkable that the masses of the axion stars obtained by the comparison of the theoretical and observational event rates are coincident with the mass $\sim 10^{-12}M_{\odot}$. In this paper, we describe our model of FRBs in detail. We derive the approximate solutions of the axion stars with large radii and constraint their masses for the approximation to be valid. The FRBs are emitted by electrons in atmospheres of neutron stars. By calculating the optical depth of the atmospheres, we show that they are transparent for the radiations with the frequency given by the axion mass $m_a$ such as $m_a/2π\simeq 2.4$GHz$(m_a/10^{-5} m eV)$. Although the radiations are linearly polarized when they are emitted, they are shown to be circularly polarized after they pass magnetospheres of neutron stars. We also show that the FRBs are not broadband and their frequencies have finite bandwidths owing to the thermal fluctuations of the electrons in the atmospheres of the neutron stars. The presence of the finite bandwidths is a distinctive feature of our model and can be tested observationally. Furthermore, we show that similar FRBs may arise when the axion stars collide with magnetic white dwarfs $B\sim 10^9$G. The distinctive feature is that the durations of the bursts are of the order of $0.1$second.

研究の動機と目的

• 高速電波パルス（FRB）の起源を、axion星が中性子星と衝突することに起因する自然な結果として説明すること。
• axion暗黒物質の性質に基づく理論的予測と、観測されたFRBの発生頻度、持続時間、エネルギーを一致させること。
• 放出放射が受ける大気および磁気圏の効果を通じて、観測されたFRBの右回り偏光と有限帯域幅を説明すること。
• 磁場を有する白色矮星とaxion星の衝突によって同様のFRBが生成可能かどうかを検討し、持続時間と帯域幅の違いによって中性子星衝突と区別できることを示すこと。

提案手法

• axion場と重力ポテンシャルを、cos(nωt)の形の固有モードに展開することで、大きな半径を持つaxion星の近似解を導出する。ここで ω ≈ mₐ − k²/2mₐ である。
• axion星の質量と半径の関係式 Mₐ = 1/(Gmₐ²Rₐ) を用い、k ≈ GMₐmₐ² とすることで、観測されたFRB発生頻度と整合するようにする。
• 中性子星の磁場内でのaxionから光子への変換をモデル化し、放射される電場 Eₐ ∝ a(t,x)B(x) が電子の振動を駆動することによりコherentな電波放射を生成することを示す。
• 中性子星の大気が放射の光学的厚さを計算することで、周波数 f ≈ mₐ/(2π) ≈ 2.4 GHz（mₐ ≈ 10⁻⁵ eV の場合）で透明であることを示し、光が脱出可能であることを確認する。
• 磁気圏の効果を分析し、右回り/左回りのヘリシティモードの選択的吸収によって、線形偏光放射が右回り偏光に変化することを示す。
• 電子密度の熱揺らぎをモデル化することで、パルスの発光度と帯域幅を推定し、有限スペクトル幅を導出する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 重力的に束縛された暗黒物質天体たるaxion星が、中性子星と衝突することでFRBを生成できるか。また、観測された発生頻度とエネルギーと整合するか。
• RQ2 観測と整合するFRBの性質を示すために、axion星が予測される質量と半径は何か。
• RQ3 観測されたFRBが単色的でない有限帯域幅を持つのはなぜか。この現象はaxion星モデルでどのように生じるか。
• RQ4 中性子星の磁気圏は、放出されるFRB放射の偏光状態にどのように影響を与えるか。この効果が観測された右回り偏光を説明できるか。
• RQ5 磁場を有する白色矮星とaxion星の衝突によって、同様のFRBに似た信号が生成可能か。もし可能であれば、中性子星衝突とはどのように異なっているか。

主な発見

• 質量 Mₐ ≈ 10⁻¹² M☉、半径 Rₐ ≈ 100 km のaxion星は、観測された発生頻度、持続時間（約1ms）、エネルギー出力（約10⁴³ GeV）と整合するFRBを生成すると予測される。
• 放射の中心周波数は f ≈ mₐ/(2π) ≈ 2.4 GHz（mₐ ≈ 10⁻⁵ eV の場合）であり、これは一般的なFRB周波数帯域と一致する。
• FRBの有限帯域幅は、中性子星の大気中の電子密度の熱揺らぎに起因する。これは本モデルの特徴的な予測である。
• 中性子星の大気は、低密度および強い磁場 B ≥ 10¹⁰ G のため、約2.4 GHzで光学的薄い状態にあり、放射が脱出可能である。
• 放射は当初は線形偏光であるが、磁気圏通過後にヘリシティモードの差別的吸収により右回り偏光に変化する。
• 磁場 B ~ 10⁹ G の磁場白色矮星と衝突すれば、持続時間約0.1秒、帯域幅が広いFRBに似たパルスが生成可能であり、このような白色矮星が十分に存在する場合、中性子星衝突とは区別可能である。