[論文レビュー] Revisiting the Impact of Axions in the Cooling of White Dwarfs

Brenda E. Melendez, M. M. Miller Bertolami+1 more|arXiv (Cornell University)|Oct 1, 2012

Dark Matter and Cosmic Phenomena参考文献 3被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、ブレムストラール過程による中性子の発生を含む自己整合的な白色矮星冷却モデルを提示し、中性子冷却が白色矮星の熱的構造を顕著に変化させ、ニュートリノ発生を減少させ、光度関数を歪めることを示している。中性子質量が10 meVを超える場合、モデルは観測された光度関数と矛盾し、このような重い中性子は除外されるが、それ以下の軽い中性子（≤5 meV）はさらなる統計的分析がなければ制約されない。

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.

研究の動機と目的

• DFSZ-中性子の放射が白色矮星の熱的構造と冷却に与える自己整合的影響を調査すること。
• 中性子冷却が熱的進化にフィードバックされると、白色矮星の光度関数がどのように変化するかを評価すること。
• 特に質量が≥5 meVの場合に、観測された光度関数を通じて中性子を検出可能なしきい値を特定すること。
• 中性子放射がコア温度およびニュートリノ発生に与えるフィードバック効果を組み込むことで、従来の摂動的取り扱いを改善すること。
• さまざまな質量におけるDFSZ-中性子の存在と観測された光度関数の整合性を検証すること。

提案手法

• 星の進化計算は、ZAMS星の質量が1–5 M☉、金属量Z=0.01の白色矮星を、AGBおよびpost-AGB段階を経て進化させるLPCODEコードを用いて実施した。
• 強い結合プラズマ（Γ>1）に対しては中川他（1987, 1988）の規定を、弱い結合プラズマ（Γ<1）に対してはRaffelt & Weiss（1995）の規定を用いて、ブレムストラール過程による中性子放射を含めた。
• 初期質量が4つ（0.524–0.877 M☉）および中性子質量が6つ（0, 5, 10, 15, 20, 30 meV）の冷却シーケンスを、熱的構造への完全なフィードバックを伴って計算した。
• 理論的光度関数は、Iben & Laughlin（1989）の手法により構築した。Salpeter初期質量関数、Salaris他（2009）による初期-最終質量関係、および一定の星形成率を組み込んだ。
• 光度関数は、dn/dl = -∫ψ(t)(dN/dM)(∂tc/∂l)ₘ dM として導出された。ここで、t_c は中性子質量に依存する冷却時間である。
• 観測光度関数は、Harris他（2006）およびDe Gennaro他（2008）のデータを、比較のベンチマークとして用いた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 自己整合的に取り扱った場合、中性子放射は白色矮星の熱的構造および冷却速度にどのように影響を与えるか？
• RQ2 中性子放射がコア温度にフィードバックすることで、ニュートリノ発生がどの程度抑制されるか？
• RQ3 観測された白色矮星の光度関数は、DFSZ-中性子の質量を制約できるか？
• RQ4 光度関数による検出可能な中性子質量に対して、中性子放射の摂動的取り扱いは妥当か？
• RQ5 現在の観測光度関数と整合する中性子質量の上限は何か？

主な発見

• 中性子質量がmₐ = 5 meVの場合、白色矮星の熱的構造が顕著に変化し、低質量領域でもニュートリノ発生が減少する。
• フィードバック効果を組み込むと、中性子質量が高くなるほどニュートリノ発生が減少し、冷却時間に対する中性子質量依存性が弱まる。
• 中性子質量が10 meVを超える場合、理論的光度関数は観測結果と著しく乖離し、このような重い中性子は除外される。
• 従来の等温コア近似（例：Isern他 2008）では、コア温度最大値が中心からずれているため、高光度域で中性子放射が過小評価される。
• 中性子質量がmₐ > 5 meVの場合、中性子放射は摂動的に取り扱えず、熱的フィードバックを自己整合的にモデル化する必要がある。
• 観測光度関数は、追加の冷却機構が存在しないことと整合するが、中性子質量がmₐ ≤ 5 meVの場合に明確な結論を得るには詳細な統計的分析が必要である。