[논문 리뷰] Revisiting the Impact of Axions in the Cooling of White Dwarfs

Brenda E. Melendez, M. M. Miller Bertolami외 1명|arXiv (Cornell University)|2012. 10. 01.

Dark Matter and Cosmic Phenomena참고 문헌 3인용 수 5

한 줄 요약

이 연구는 축퇴된 플라즈마에서의 축류 브레머스트라할루션을 통한 축류 방출을 포함한 자기일관된 백색왜성 냉각 모델을 제시하며, 축류 냉각이 백색왜성의 열적 구조에 상당한 영향을 미쳐 중성자 방출을 감소시키고 밝기 함수를 왜곡함을 보여준다. 축류 질량이 10 meV를 초과할 경우 모델은 관측된 밝기 함수와 불일치하며, 이러한 무거운 축류는 배제되나, 더 가벼운 축류(≤5 meV)는 추가 통계 분석 없이선 제약을 받지 못한다.

ABSTRACT

It has been shown that the shape of the luminosity function of white dwarfs can be a powerful tool to check for the possible existence of DFSZ-axions. In particular, Isern et al. (2008) showed that, if the axion mass is of the order of a few meV, then the white dwarf luminosity function is sensitive enough to detect their existence. For axion masses of about $m_a > 5$ meV the axion emission can be a primary cooling mechanism for the white dwarf and the feedback of the axion emission into the thermal structure of the white dwarf needs to be considered. Here we present computations of white dwarf cooling sequences that take into account the effect of axion emission in a self consistent way by means of full stellar evolution computations. Then, we study and discuss the impact of the axion emission in the white dwarf luminosity function.

연구 동기 및 목표

• DFSZ-축류 방출이 백색왜성의 열적 구조와 냉각에 미치는 자기일관된 영향을 조사하기 위해.
• 축류 냉각이 열적 진화에 다시 연결될 때 백색왜성의 밝기 함수가 어떻게 변화하는지 평가하기 위해.
• 특히 질량 ≥5 meV인 경우에 대해 관측된 밝기 함수를 통해 축류의 탐지 임계값을 결정하기 위해.
• 이전의 편미분 처리 방식을 개선하기 위해 축류 방출이 핵 온도와 중성자 방출에 미치는 피드백 효과를 통합하기 위해.
• 다양한 질량 범위에서 관측된 밝기 함수와 DFSZ-축류 존재성 간의 일관성을 시험하기 위해.

제안 방법

• 별의 진화 계산은 ZAMS 별에서 1–5 M☉, Z=0.01인 경우를 대상으로 LPCODE 코드를 사용하여 수행되었으며, AGB 및 후-AGB 단계를 포함해 진화를 모의하였다.
• 브레머스트라할루션을 통한 축류 방출은 강한 결합 플라즈마(Γ>1)에 대해서는 Nakagawa 등(1987, 1988)의 규정, 약한 결합 플라즈마(Γ<1)에 대해서는 Raffelt & Weiss(1995)의 규정을 사용하였다.
• 네 가지 초기 질량(0.524–0.877 M☉)과 여섯 가지 축류 질량(0, 5, 10, 15, 20, 30 meV)에 대해 전체 피드백 효과를 포함한 냉각 시퀀스를 계산하였다.
• 이론적 밝기 함수는 Iben & Laughlin(1989)의 방법을 사용하여 구성되었으며, Salpeter 초기 질량 함수, Salaris 등(2009)의 초기-최종 질량 관계, 일정한 별 형성률을 포함하였다.
• 밝기 함수는 dn/dl = -∫ψ(t)(dN/dM)(∂tc/∂l)ₘ dM로 유도되었으며, t_c는 축류 질량에 따라 달라지는 냉각 시간을 의미한다.
• 비교를 위해 Harris 등(2006)과 De Gennaro 등(2008)의 관측 밝기 함수를 기준으로 사용하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 자기일관적으로 처리된 축류 방출이 백색왜성의 열적 구조와 냉각 속도에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 핵 온도에 대한 피드백 효과로 인해 축류 방출이 중성자 방출을 얼마나 억제하는가?
• RQ3 관측된 백색왜성 밝기 함수는 DFSZ-축류의 질량을 제약할 수 있는가?
• RQ4 관측된 밝기 함수로 탐지 가능한 축류 질량에 대해 축류 방출의 편미분 처리가 타당한가?
• RQ5 현재 관측된 밝기 함수와 일치하는 축류 질량의 상한은 무엇인가?

주요 결과

• mₐ = 5 meV에서의 축류 방출은 백색왜성의 열적 구조에 상당한 영향을 미치며, 낮은 질량에서도 중성자 방출을 감소시킨다.
• 피드백 효과를 포함한 결과, 높은 축류 질량에서 중성자 방출이 감소하여 냉각 시간에 대한 축류 질량의 민감도가 감소한다.
• 축류 질량이 10 meV를 초과할 경우 이론적 밝기 함수는 관측 결과와 크게 이격되며, 이러한 무거운 축류는 배제된다.
• 이전 연구들(예: Isern 등 2008)에서 사용된等온 핵 근사치는 중심에서 떨어진 핵 온도 최대치로 인해 고광도 영역에서 축류 방출을 과소평가한다.
• mₐ > 5 meV일 경우 축류 방출은 편미분적으로 취급할 수 없으며, 열 피드백을 자기일관적으로 모델링할 필요가 있다.
• 관측된 밝기 함수는 추가적인 냉각 메커니즘의 부재와 일치하지만, mₐ ≤ 5 meV인 축류에 대한 확실한 결론을 내리기 위해서는 세밀한 통계 분 析가 필요하다.