[論文レビュー] Tidal Deformability as a Probe of Dark Matter in Neutron Stars

Davood Rafiei Karkevandi, Soroush Shakeri+2 more|arXiv (Cornell University)|Dec 28, 2021

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 6

ひとこと要約

本稿は、トロルマン＝オッペンハイマー＝ヴォルコフ（TOV）フレームワーク内での二流体形式を用いて、自己相互作用を示す非対称ボソン的ダークマター（DM）が中性子星（NS）の性質に与える影響を調査する。DMハローは潮汐歪みを増加させ、DMコアはそれらを減少させる。GW170817およびNICERからの観測的制約により、特に$ m_\chi \lesssim 200$ MeVおよび$\lambda = \pi$の$\sim$1 GeV未塔のDMに対して、有効なDMパラメータ空間が制限される。結果として、重力波およびX線観測によるコンパクト天体内でのDMの探査が可能となる。

ABSTRACT

The concept of boson stars (BSs) was first introduced by Kaup and Ruffini-Bonazzola in the 1960s. Following this idea, we investigate an effect of self-interacting asymmetric bosonic dark matter (DM) according to Colpi et al. model for BSs (1986) on different observable properties of neutron stars (NSs). In this paper, the bosonic DM and baryonic matter (BM) are mixed together and interact only through gravitational force. The presence of DM as a core of a compact star or as an extended halo around it is examined by applying different boson masses and DM fractions for a fixed coupling constant. The impact of DM core/halo formations on a DM admixed NS properties is probed through the maximum mass and tidal deformability of NSs. Thanks to the recent detection of Gravitational-Waves (GWs) and the latest X-ray observations, the DM admixed NS's features are compared to LIGO/Virgo and NICER results.

研究の動機と目的

• 自己相互作用を示す非対称ボソン的ダークマター（DM）が中性子星（NS）の性質、特に質量、半径、潮汐歪みに与える影響を調査すること。
• 二流体形式を用いて、重力的相互作用のみを介してDMがNS内にコアまたはハローを形成できるかどうかを検討すること。
• GW170817およびNICERからの観測的制約を用いて、DMのパラメータ空間—特に質量$ m_\chi $、自己結合定数$ \lambda $、およびDM割合$ F_\chi $—を制約すること。
• 異常なコンパクト天体質量、例えばGW190814における$2.6M_\odot$の対象を説明するためのDM混合中性子星の妥当性を評価すること。
• 近い将来のマルチメッセンジャーサイエンス施設（NICER、LIGO/Virgo/KAGRA、ATHENAなど）を用いた今後の制約のためのフレームワークを提供すること。

提案手法

• ボソン星の研究に従って、反発的自己相互作用を有する複素スカラー場としてDMをモデル化する。
• 二流体形式を用い、バリオン物質とDMは重力的相互作用のみを介して相互作用し、それぞれが独自の状態方程式（EoS）を有する。
• バリオン物質には誘導表面張力（IST）EoSを、DMには自己反発的スカラー場を用い、$\lambda = \pi$および$ m_\chi \sim \mathcal{O}(100 \text{ MeV}) $を仮定する。
• 数値的にトロルマン＝オッペンハイマー＝ヴォルコフ（TOV）方程式を解き、DM混合中性子星の質量-半径関係および潮汐歪み$\Lambda$を計算する。
• 予測された$ M_{\text{max}} $および$ \Lambda_{1.4} $を、観測的制約（NICER（PSR J0740+6620）からの$ M_{\text{max}} \geq 2M_\odot $、およびGW170817からの$ \Lambda_{1.4} \leq 580 $）と比較する。
• DM質量$ m_\chi $およびDM割合$ F_\chi $の変動が潮汐歪みおよび最大質量に与える影響を分析し、有効なDMパラメータ領域を特定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中性子星内にダークマターのハローまたはコアが形成されると、その潮汐歪みにどのように影響を与えるか？
• RQ2 中性子星の質量および潮汐歪みの観測を用いて、自己相互作用を示すボソン的ダークマターの質量および自己結合定数にどのような制約を課せられるか？
• RQ3 質量$2.6M_\odot$の中性子星がDM混合である場合、現在の観測的制約と整合的であるか？そのような構成を支持するDMパラメータは何か？
• RQ4 DMハローとDMコアの両方のシナリオにおいて、DM混合NSの観測可能な性質（最大質量および潮汐歪み）にはどのような違いが生じるか？
• RQ5 今後のマルチメッセンジャーサイエンス施設（X線、電波、重力波施設）からの観測が、中性子星内でのダークマターの存在をどの程度まで制約できるか？

主な発見

• $ m_\chi \lesssim 200$ MeVの軽量なダークマター粒子が$\lambda = \pi$である場合、中性子星の周囲にハローを形成し、最大質量および潮汐歪みの両方を増加させる。
• $ m_\chi \gtrsim 200$ MeVの重いダークマター粒子が低割合（$ F_\chi \lesssim 20\% $）である場合、コアを形成し、中性子星の最大質量および潮汐歪みを減少させる。
• $ m_\chi = 50$ MeV、$\lambda = \pi$、$ F_\chi \approx 20\% $の条件下で、モデルは合計質量$ M_T = 2.6M_\odot $、半径$\sim 10$ kmの中性子星を生成し、GW190814の二次的対象と整合的である。
• DMハロー構成の潮汐歪み$\Lambda_{1.4}$は、純粋な中性子星およびDMコア構成を上回り、GW170817からの$\Lambda_{1.4} \leq 580$が重要な上限として機能する。
• 最大質量制約（$ M_{\text{max}} \geq 2M_\odot $）および潮汐歪み制限（$ \Lambda_{1.4} \leq 580 $）が、中性子星内の$\sim$1 GeV未塔のダークマターの有効なパラメータ空間を共同で制限する。
• モデルは、異常なNS質量（例：$2.6M_\odot$）が、ダークマターのコアまたはハローによって自然に説明可能である可能性を示唆し、エキゾチックな状態方程式の代替として有効である。