Устойчивость гравитационно-связанного конденсата взаимодействующих бозонов

Бесплатный доступ

В рамках модели темной материи, состоящей из легких взаимодействующих бозонов, исследуется устойчивость компактных гравитационно-связанных конденсатов Бозе-Эйнштейна (Бозе-звезд). Эта задача рассматривалась ранее в рамках приближения Каулинга, то есть без учета возмущений гравитационного потенциала, что позволяло в задаче на собственные значения перейти от уравнения четвертого порядка к уравнению второго порядка. В данной работе приближение Каулинга не используется и задача сведена к уравнению второго порядка на вектор смещения. Найдены собственные функции и собственные значения для радиальных и нескольких первых гармоник нерадиальных возмущений. Возмущения носят осциллирующий характер, что говорит об устойчивости конденсата.

Еще

Аксион, темная материя, конденсат бозе-эйнштейна, бозе-звезда, устойчивость

Короткий адрес: https://sciup.org/142238135

IDR: 142238135   |   DOI: 10.17238/issn2226-8812.2023.1.101-107

Текст научной статьи Устойчивость гравитационно-связанного конденсата взаимодействующих бозонов

Современные данные астрофизических и космологических наблюдений показывают, что темная материя (ТМ) составляет большую часть иерелятивистского вещества, во Вселенной. Природа. ТМ и ее происхождение до сих пор остается загадкой, по в большинстве моделей ТМ состоит из нейтральных слабо взаимодействующих массивных частиц, которые не входят в Стандартную модель физики элементарных частиц [1,2].

“Работа выполнена при финансовой поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (грант № 20-52-05009) и Программы повышения конкурентоспособности Казанского (Приволжского) федерального университета.

  • 1    E-mail: niksamorodov@gmail.com

Одной из популярных моделей холодной ТМ являются легкие (псевдо)скалярные бозоны, образующие конденсат Бозе-Эйнштейна (БЭК) (см., например, [3] и ссылки в пей). Конденсированные бозоны имеют пулевой импульс и поэтому являются перелятивистскими независимо от их массы. Важным преимуществом этой модели ТМ является то, что профиль плотности галактического гало в пей не имеет центральной сингулярности. Опа естественным образом устраняется либо из-за. принципа, неопределенности Гейзенберга. [4], либо из-за. отталкивающего взаимодействия между конденсированными частицами [5], которое уравновешивает гравитацию.

Первая ситуация характерна, например, для сверхлегких бозонов с массами т ~ 10-22 эВ или меньше, так что длина, волны де Бройля сравнима, с размером галактики, что обеспечивает волновое поведение частиц на. астрофизических масштабах. Гравитационное притяжение уравновешивается так называемым квантовым давлением, которое связано с кинетическим членом в гамильтониане, описывающем систему бозонов. Поэтому данное приближение называется кинетическим режимом. Альтернативным кинетическому режиму является приближение Томаса-Ферми, когда, квантовым давлением можно пренебречь, а. роль противовеса, гравитации играет отталкивающее взаимодействие.

Таким образом формируются компактные гравитационно-связанные БЭК, которые могут составлять как целое галактическое гало так и сравнительно небольшие «капли», разбросанные внутри галактики [6,7]. Такие объекты часто называют Бозе-звездами.

Компактные стационарные системы как релятивистских, так и иерелятивистских бозонов рассматривались иеодиократио [8-12], в том числе в контексте устойчивости и гравитационного коллапса. БЭК [13-16].

Стандартным подходом при исследовании устойчивости иерелятивистских звезд является приближение Каулинга [17], в котором игнорируются возмущения гравитационного потенциала. Использование приближения Каулинга. аргументируется тем, что основная масса, звезды концентрируется около ее центра, и больших возмущений гравитационного потенциала, возникнуть не может. Несомненным плюсом этого приближения является существенное упрощение уравнений, описывающих возмущения.

Устойчивость БЭК, описываемых стационарными решениями, полученными в приближении Томаса-Ферми рассматривалась в [18, 19]. В рамках приближения Каулинга. возмущения параметров БЭК носят осциллирующий характер как для радиальных, так и нерадиальных мод, что говорит об устойчивости системы.

В данной работе при исследовании на. устойчивость гравитационно-связанного конденсата, приближение Каулинга. не используется. Показано, что и в этом случае малые отклонения от равновесия не приводят к возникновению растущих мод как для радиальных так и нерадиальных возмущений.

  • 1.    Профиль плотности конденсата

Нерелятивистский гравитационно-связанный БЭК, состоящий из взаимодействующих бозонов, описывается уравнениями Гросса-Питаевского-Пуассоиа [20]

гй ^W^) = (- ^^т + mФ(r,t) + g|Ф(r,t)|2^ Ф(г, t),

(1.1)

(1.2)

V2Ф = 4тгСтп, где Ф(r,t) — волновая (классическая) функция конденсата, нормированная таким образом, что n(r,t) = |Ф(r,t)|2 есть плотность числа частиц, находящихся в гравитационном потенциале Ф(г, t), т — масса бозонов, ад — константа их взаимодействия, G — постоянная тяготения.

Систему уравнений (1.1) и (1.2) можно переписать в гидродинамическом представлении, разделяя амплитуду и фазу волновой функции конденсата (подстановка Маделунга [21]) Ф(г, t) = у/n(r, t) ег8(г,^/п. Тогда комплексное уравнение (1.1) преобразуется в уравнение непрерывности и уравнение Эйлера, дп „,  , д' + V(nv) = 0 ,

| v + ( v V) v = - - Vц, at           m

(1.3)

где скорость частиц конденсата определяется как v = VS/m, а ц химический потенциал коидеи-h V2Vn   _       _ _ _   _ _ сата. В приближении Томаса-Ферми слагаемым ---которое соответствует так называемому 2m "п квантовому давлению пренебрегают, что дает

ц = дп + m Ф .

(1.4)

Для установившегося равновесия химический потенциал является константой, и уравнения (1.3) удовлетворяются тождественно. Оставшиеся уравнения (1.2) и (1.4) дают решение для профиля плотности БЭК

sin (г/Д) "(г) = "° ДГ/RT'

(1.5)

где "о — плотность в центре БЭК, a R2 = g/(4^Gm2) определяет характерный размер БЭК, так что его радиус равен ^R.

2. Устойчивость конденсата

Для исследования устойчивости БЭК линеаризуем уравнения (1.2), (1.3) и (1.4) относительно возмущений плотности конденсата 5"( r , t), его химического потенциала , t), скор ости 5 v ( r , t) = v ( r ,t) и гравитапиопиого потенциала. 5Ф( г , t):

д1" + V ("v) = 0,     |v + — V5ц = 0, at                   at m

V 2 5 Ф = 4 ^Gm5",      5ц = m5 Ф + д5п.

(2.1)

Удобно ввести вектор смещения, связанный со скоростью соотношением d s /dt = v. Тогда система. (2.1) сведется к единственному векторному уравнению

—- = 4^Gmn s + — graddiv(n s ). at 2              m

(2.2)

Нас интересуют решения уравнения (2.2), зависящие от времени как eMt, которые при действительных значениях ш описывают осцилляции s, а при комплексных значениях — экспоненциальный рост и убывание.

Перепишем уравнение (2.2) в безразмерных величинах:

п             r

"о’       ^ R’

t

Т = Т,

(2.3)

где Т 2 = (4^Gm"o) 1 — характерное время свободного падения. Кроме того, представляя смещение в виде s = ж-1(^) и (^)егПт, получим задачу на собственные значения

(1+0

u + grad div u = 0,

(2.4)

где параметр А = ш 2 Т 2, а градиент и дивергенция теперь берутся относительно безразмерной координаты ф

Будем полагать, что компоненты вектора u не зависят от азимутального угла, тогда в уравнении (2.4) достаточно будет рассмотреть вектор вида.

U щ (ф9) е 5 + ие ( ф,9) е е ,

(2.5)

где ф — безразмерная радиальная координата, определенная в (2.3). 9 — поляриый угол. a. e^ 11 e^ — соответствующие орты.

Решение уравнения (2.4) может быть представлено в виде разложений:

∞∞

".- («,9) = ^ «iGOP (cos 9 ) ,     uy ( «,9) = ^ p t (^)Р)1 (cos 9 ) ,                 (2.6)

i=0                                     I =1

где P i (у) — полиномьi Лежандра, РДу) — присоединенные функции Лежандра 1-го порядка, а функции а1 («) и Зр) ) удовлетворяют уравнениям:

(£ + 1) .0 + ()‘ = 0.

для радиальных возмущений, соответствующих I = 0, и

(А + 1) . i + (^)‘ + - ( + 1) (Р)‘ = 0.

при I = 1, 2,... Штрихом обозначена производная по переменной ф

(2.7)

(2.8)

I = 0

I = 1

А1 = 0.380, А2 = 1.618, Аз = 3.444, А4 = 5.849

А1 = 0.797, А2 = 2.302, Аз = 4.405, А4 = 7.089

А1 = 1.196, А2 = 2.963, Аз = 5.334, А4 = 8.292

А1 = 1.579, А2 = 3.600, Аз = 6.234, А4 = 9.461

Рис. 1. Собственные функции возмущений плотности БЭК для сферических гармоник с I = 1, 2, 3. Для каждой гармоники представлены функции, соответствующие четырем первым собственным значениям, которые выписаны под рисунком. Штриховой линией обозначена граница БЭК £ = тг

Решения уравнений (2.7) и (2.8) для нескольких первых сферических гармоник получены численно; некоторые из которых них представлены на рис. 1. Граничные условия ставились, исходя из требования отсутствия смещения в центре и на границе БЭК. С помощью численных расчетов показано, что как для радиальных отклонений (Z = 0) так и низших иерадиальных отклонений (Z = 1, 2, 3), все собственные значения положительны. Это значит, что возмущения имеют характер пульсаций с частотами wik = V^ik(Т, где к нумерует моды осцилляций для Z-ой сферической гармоники.

На рис. 1 приведены собственные функции возмущений плотности БЭК бх = бп/по, которая, как легко убедится из (2.1), связана с вектором смещения соотношением бх = — divu.

Из-за. того, что градиент профиля плотности БЭК на. границе не равен пулю, па. отклонения плотности от равновесия накладывалось условие ограниченности. Более жесткое требование о равенстве бх нулю на границе приводит к большим значениям градиентов малых отклонений при £ ^ тт. Заметим, что аналогичное поведение имеет место при использовании приближения Каулин-га. Этот факт остался без внимания в работе [19] из-за. неверно определенной формы эффективного потенциала, в задаче на. собственные значения.

Заключение

В рамках приближения Томаса-Ферми рассматривалась задача, на. собственные значения для малых возмущений, возникающих в статическом конденсате взаимодействующих бозонов ТМ. Радиальные и нерадиальные отклонения от равновесия в БЭК исследовались без привлечения приближения Каулинга, то есть с учетом возмущений гравитационного потенциала. Для сферических гармоник Z = 0, 1, 2, 3 мы определили, что малые возмущения в БЭК осциллируют, а также вычислили несколько низших частот (в единицах, обратных времени свободного падения). Отсутствие растущих мод свидетельствует об устойчивости конденсата, относительно произвольных малых возмущений.

Список литературы Устойчивость гравитационно-связанного конденсата взаимодействующих бозонов

  • Bertone G., Hooper D., Silk J. Particle dark matter: evidence, candidates and constraints. Phys. Rept., 2005, vol. 405, no. 5-6, pp. 279–390.
  • Mu˜noz C. Dark matter detection in the light of recent experimental results. Int. J. Mod. Phys. A, 2004, vol. 19, no. 19, pp. 3093–3169.
  • Su´arez A., Robles V.H., Matos T. A Review on the Scalar Field/Bose-Einstein Condensate Dark Matter Model. Astrophys. Space Sci. Proc., 2014, vol. 38, pp. 107–142.
  • Hu W., Barkana R., Gruzinov A. Fuzzy cold dark matter: the wave properties of ultralight particles. Phys. Rev. Lett., 2000, vol. 85, no. 6, pp. 1158–1161.
  • B¨oehmer C.G., Harko T. Can dark matter be a Bose–Einstein condensate? J. Cosmol. Astropart. Phys., 2007, vol. 2007, no. 6, pp. 025.
  • Du X., Behrens C., Niemeyer J.C. Substructure of fuzzy dark matter haloes. Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 2016, vol. 465, no. 1, pp. 941–951.
  • Berezhiani L., Cintia G. Warkentin M. Core fragmentation in simplest superfluid dark matter scenario. Phys. Lett. B, 2021, vol. 819, pp. 136422.
  • Colpi M., Shapiro S.L., Wasserman I. Boson stars: Gravitational equilibria of self-interacting scalar fields. Phys. Rev. Lett., 1986, vol. 57, no. 20, pp. 2485.
  • Friedberg R., Lee T.D., Pang Y. Mini-soliton stars. Phys. Rev. D, 1987; vol 35, no. 12, pp. 3640.
  • Kaup D.J. Klein-gordon geon. Phys. Rev., 1968, vol. 172, no. 5, pp. 1331.
  • Lee J.-W., Koh I.-G. Galactic halos as boson stars. Phys. Rev. D, 1996, vol. 53, no. 4, pp. 2236.
  • Das S., Bhaduri R.K. Dark matter and dark energy from a Bose–Einstein condensate. Class. Quant. Grav., 2015, vol. 32, no. 10, pp. 105003.
  • Seidel E., Suen W.-M. Dynamical evolution of boson stars: Perturbing the ground state. Phys. Rev. D, 1990, vol. 42, no. 2, pp. 384.
  • Gleiser M. Stability of boson stars. Phys. Rev. D, 1988, vol. 38, no. 8, pp. 2376.
  • Jetzer Ph. Stability of excited Bose stars. Nucl. Phys. B Proc. Suppl., 1990, vol. 14, no. 2, pp. 265–271.
  • Hartman S.T.H., Winther H.A., Mota D.F. Collapse of spherical overdensities in superfluid models of dark matter. A&A, 2020, vol. 639, pp. A90.
  • Cowling T.G. The non-radial oscillations of polytropic stars. Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1941, vol. 101, pp. 367–365.
  • Lopes I., Panotopoulos G. Radial oscillations of boson stars made of ultralight repulsive dark matter. Nucl. Phys. B, 2020, vol. 961, pp. 115266.
  • Panotopoulos G., Lopes I. Acoustic modes of pulsating axion stars: Nonradial oscillations. Int. J. Mod. Phys. D, 2019, vol. 28, pp. 1950111.
  • Chavanis P.-H. Jeans mass-radius relation of self-gravitating Bose-Einstein condensates and typical parameters of the dark matter particle. Phys. Rev. D, 2021, vol. 103, no. 12, pp. 123551.
  • Madelung E. Quantentheorie in hydrodynamischer Form. Z. Phys., 1927, vol. 40, no. 3, pp. 322–326.
Еще
Статья научная