[论文解读] The effects of self-interacting bosonic dark matter on neutron star properties

Edoardo Giangrandi, Violetta Sagun+3 more|arXiv (Cornell University)|Sep 22, 2022

Dark Matter and Cosmic Phenomena被引用 5

一句话总结

本文利用双流体形式理论研究了自相互作用玻色子暗物质（DM）对中子星（NS）性质的影响，将DM建模为凝聚核心或稀疏晕。研究发现，核心DM会减小NS半径和潮汐形变因子——类似于软化方程态——而晕DM则使其增大，从而提供可通过未来引力波与多信使观测探测到的明确信号。

ABSTRACT

We propose a model of asymmetric bosonic dark matter (DM) with self-repulsion mediated by the vector field coupled to the complex scalar particles. By adopting the two-fluid formalism, we study different DM distribution regimes, either, fully condensed inside the core of a star or, otherwise, distributed in a dilute halo around a neutron star (NS). We show that DM condensed in a core leads to a decrease of the total gravitational mass, radius and tidal deformability compared to a pure baryonic star with the same central density, which we will perceive as an effective softening of the equation of state (EoS). On the other hand, the presence of a DM halo increases the tidal deformability and total gravitational mass. As a result, an accumulated DM inside compact stars could mimic an apparent stiffening of strongly interacting matter equation of state and constraints we impose on it at high densities. From the performed analysis of the effect of DM particles in a MeV-GeV mass-scale, interaction strength, and relative DM fractions inside NSs we obtained a rigorous constraint on model parameters. Finally, we discuss several smoking guns of the presence of DM that are free from the above mentioned apparent modification of the strongly interacting matter equation of state. With this we could be probed with the future astrophysical and gravitational wave (GW) surveys.

研究动机与目标

• 采用双流体形式理论建模自相互作用玻色子暗物质对中子星结构的影响。
• 研究DM分布（凝聚于核心或形成稀疏晕）对NS可观测量（如半径、质量、潮汐形变因子）的影响。
• 利用天体物理与引力波数据（特别是子弹星系团和GW170817）约束模型参数。
• 识别不依赖强子方程态不确定性的中子星中DM的明确信号。

提出的方法

• 采用双流体形式理论，将重子物质与暗物质视为具有独立化学势的独立共存组分。
• 利用Gross-Pitaevskii方程与平均场近似，对具有四次相互作用项的自相互作用玻色子DM进行建模。
• 应用热力学关系式计算有效声速，确保双流体系统的力学稳定性。
• 对不同DM质量分数（1%、3%、5%）及相互作用强度进行数值恒星结构计算，变化DM粒子质量与自相互作用尺度。
• 基于子弹星系团约束DM自相互作用截面，以限制可行参数空间。
• 将结果与观测约束对比：GW170817潮汐形变因子（$\Lambda_{1.4} \leq 800$）、大质量脉冲星测量值及NICER X射线数据。

实验结果

研究问题

• RQ1 自相互作用玻色子暗物质存在于中子星核心或晕中时，如何改变其半径与潮汐形变因子？
• RQ2 DM效应在多大程度上可模拟或掩盖中子星中致密强子物质的真实方程态？
• RQ3 中子星中DM的可观测信号是什么？这些信号是否独立于强子方程态的不确定性？
• RQ4 子弹星系团与引力波观测的约束如何限制中子星中自相互作用玻色子DM的可行参数空间？
• RQ5 在当前天体物理与引力波数据约束下，中子星中DM质量分数的最大可能值是多少？

主要发现

• 凝聚态暗物质核心会减小中子星半径与潮汐形变因子，有效软化方程态，与引力波和X射线观测结果一致。
• 稀疏暗物质晕会增加中子星总引力质量与潮汐形变因子，可能模拟出刚化方程态的效应。
• 当DM质量分数为5%时，中子星最大引力质量无法达到2 $M_{\odot}$，表明对高DM丰度存在强约束。
• 在所有测试参数值下，1% DM情形与GW170817潮汐形变因子约束不一致，排除了某些情形下低DM分数的可能性。
• 该模型识别出$m_{\chi}$–$m_{I}$参数空间中因结合天体物理与引力波约束（特别是子弹星系团）而被排除的区域。
• 未来多信使观测中，异常的半径-潮汐形变因子关联或质量-半径关系偏离，可作为区分DM效应与强子方程态不确定性的明确信号。