[论文解读] 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 6

一句话总结

本文利用托尔曼-奥本海默-福尔柯夫（TOV）框架下的两流体形式，研究了自相互作用的不对称玻色子暗物质（DM）对中子星（NS）性质的影响。结果表明，DM晕会增加中子星的潮汐变形度和质量，而DM核心则会降低这些参数；来自GW170817和NICER的观测约束限制了可行的DM参数空间，特别是对于质量小于约200 MeV且自耦合常数λ = π的亚GeV DM。这些结果为通过引力波和X射线观测探测致密天体中的暗物质提供了途径。

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.

研究动机与目标

• 研究自相互作用的不对称玻色子暗物质（DM）对中子星（NS）质量、半径和潮汐变形度等性质的影响。
• 通过仅依赖引力相互作用的两流体形式，检验DM是否能在中子星内部形成核心或晕。
• 利用GW170817和NICER的观测限制，约束DM参数空间——特别是DM质量$m_\chi$、自耦合常数$\lambda$和DM质量分数$F_\chi$。
• 评估DM混合中子星是否可作为解释异常致密天体质量（如GW190814中2.6$M_\odot$的天体）的可行方案。
• 为未来利用NICER、LIGO/Virgo/KAGRA和ATHENA等多信使天文台的观测提供约束框架。

提出的方法

• 将暗物质建模为具有排斥性自相互作用的复标量场，遵循Colpi等人（1986）对玻色星的处理方法。
• 采用两流体形式，其中重子物质与暗物质仅通过引力相互作用，各自具有独立的状态方程（EoS）。
• 对重子物质使用诱导表面张力（IST）状态方程，对DM使用自排斥标量场，其中$\lambda = \pi$，且$m_\chi \sim \mathcal{O}(100 \text{ MeV})$。
• 通过数值求解托尔曼-奥本海默-福尔柯夫（TOV）方程，计算DM混合中子星的质量-半径关系及潮汐变形度$\Lambda$。
• 将预测的$M_{\text{max}}$和$\Lambda_{1.4}$与观测约束进行比较：NICER（PSR J0740+6620）给出$M_{\text{max}} \geq 2M_\odot$，GW170817给出$\Lambda_{1.4} \leq 580$。
• 分析DM质量$m_\chi$和DM质量分数$F_\chi$的变化对潮汐变形度和最大质量的影响，以识别可行的DM参数区域。

实验结果

研究问题

• RQ1 中子星内部形成DM晕或核心如何影响其潮汐变形度？
• RQ2 能否利用中子星质量与潮汐变形度的观测，对自相互作用玻色子暗物质的质量与自耦合常数施加约束？
• RQ3 质量为$2.6M_\odot$的DM混合中子星是否与当前的观测限制一致？何种DM参数可支持此类构型？
• RQ4 DM晕与DM核心情景下，DM混合中子星的可观测性质（最大质量与潮汐变形度）有何差异？
• RQ5 未来来自X射线、射电与引力波设施的多信使观测，能在多大程度上进一步约束中子星中暗物质的存在？

主要发现

• 质量较小的DM粒子（$m_\chi \lesssim 200$ MeV）且$\lambda = \pi$时，会在中子星周围形成晕，从而增加最大质量和潮汐变形度。
• 质量较大的DM粒子（$m_\chi \gtrsim 200$ MeV）在低质量分数（$F_\chi \lesssim 20\%$）下会形成核心，从而降低中子星的最大质量和潮汐变形度。
• 当$m_\chi = 50$ MeV、$\lambda = \pi$且$F_\chi \approx 20\%$时，模型生成的中子星总质量$M_T = 2.6M_\odot$，半径$\sim 10$ km，与GW190814中次星天体一致。
• DM晕构型的潮汐变形度$\Lambda_{1.4}$高于纯中子星和DM核心构型，且$\Lambda_{1.4} \leq 580$（来自GW170817）构成关键上限。
• 最大质量约束（$M_{\text{max}} \geq 2M_\odot$）与潮汐变形度限制（$\Lambda_{1.4} \leq 580$）共同限定了亚GeV DM在中子星中的可行参数空间。
• 该模型表明，如$2.6M_\odot$这类异常中子星质量，可通过DM核心或晕自然解释，为非奇异状态方程提供了一种可行的替代方案。