Entre a densidade de massa dos axions e a densidade

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entre a densidade de massa dos ´axions e a densidade cr´ ıtica para Universo plano ´ e dada por: ax = ρ ax ρ cr´ ıtico = 6 μ eV m ax 7 6 200MeV λ QCD 3 4 75km / (s · Mpc) H 0 2 a massa do ´axion precisa ser maior do que 1 μ eV ou ter´ ıamos Ω ax 1. O segundo fator vem do fato da massa do ´axion surgir para temperatura kT = λ QCD . No modelo de Kim, a massa do ´axion ´ e proporcional `a massa do quark 406
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pesado Q: m ax = Z 1 + Z α 2 S π 2 f π v m π ln ˆ m 2 Q m u m d ! onde Z = m u u ¯ u / m d d ¯ d , v = σ 0 , sendo σ o escalar de Higgs complexo, singlete de intera¸ ao fraca. No modelo de Kim, os ´axions se acoplam a n´ucleons atrav´ es da mistura com o p´ ıon neutro. No modelo DFSZ a massa ´ e m ax = f π f A m π NZ 1 / 2 (1 + Z ) - 1 0 , 62 meV 10 10 GeV f A Os ´axions deste tipo podem causar uma distor¸c˜ ao na radia¸c˜ ao do fundo do Universo. A massa do ´axions precisa ser menor do que 10 meV ou sua produ¸c˜ ao numerosa no ramo das estrelas gigantes causaria uma enorme refrigera¸c˜ ao no n´ucleo destas estrelas, n˜ao observado. Uma massa menor que 10 meV leva a um valor esperado do v´acuo maior que 10 9 GeV. Como o modo principal de decaimento do ´axion a ´ e a 2 γ , os ´axions podem ser detectados estimulando-se sua convers˜ ao em f´otons em um forte campo magn´ etico. Experimentos no Lawrence Livermore National Laboratory e na Universidade da Fl´orida est˜ao testando massas 1 , 3 m a 13 μ eV (Christian A. Hagmann, S. Chang e Pierre Sikivie, 2001, Physical Review D, 63, 125018). Na Kyoto University est˜ao buscando o ´axion pr´oximo de m a 10 μ eV (Ikuyo Ogawa, S. Matsuki e K. Yamamoto, 1996, Physical Review D, 53, 1740). Em 1992, Jordi Isern, Margareta Hernanz e Enrique Garc´ ıa-Berro pu- blicaram um artigo no Astrophysical Journal, 392, L23, usando o valor de dP/dt da an˜a branca G117-B15A, publicado por S.O. Kepler et al. em 1991 no Astrophysical Journal, 378, L45, para limitar a massa dos ´axions para m cos 2 β 8 , 8 meV. O valor de dP/dt publicado em 1991, maior do que o esperado, poderia ser devido ao esfriamento por ´axions. No artigo “The potential of the variable DA white dwarf G117-B15A as a tool for Fundamental Physics” de Alejandro H. C´orsico, Omar G. Benvenuto, Leandro G. Althaus, Jordi Isern and Enrique Garc´ ıa-Berro, publicado em 2001 no New Astronomy, vol. 6, no. 4, 197, C´orsico e colaboradores da Universidad Nacional de La Plata, na Argentina, e da Espanha, calculam um modelo de an˜a-branca com os trˆ es per´ ıodos principais de G117-B15A e a taxa de produ¸c˜ ao de energia por ´axions para o modelo de DFSZ predita por Masayuki Nakagawa, Tomoo Adashi, Yasuharu Kohyama e Naoki Itoh, da Sophia University, Tokyo, publicadas em 1988 no Astrophysical Journal, 407
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Figura 23.25: Previs˜oes das propriedades dos ´axions conforme Jihn E. Kim (1998, Physical Review D, 58, 55006), juntamente com os limites observados pelos experimentos de cavidade (decaimento por campo magn´ etico).
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