[논문 리뷰] Dark matter haloes in the multicomponent model. III. From dwarfs to galaxy clusters

Keita Todoroki, Mikhail V. Medvedev|arXiv (Cornell University)|2020. 03. 24.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 133인용 수 5

한 줄 요약

이 연구는 소규모 천체역학 문제를 해결하기 위해 탄성 산란과 속도 킷을 동반한 비탄성 질량 전환을 포함하는 이성분 암흑물질(2cDM) 모델을 조사한다. 저밀도 은하 및 은하단에 대한 고해상도 N-body 시뮬레이션을 통해 σ₀/m ≲ 0.1 cm²/g 인 경우 관측 결과와 일치하는 것으로 나타났으며, σ₀/m ≳ 0.1 cm²/g 는 거부되며, CDM를 초월한 자기상호작용 암흑물질 모델의 타당한 창을 지지한다.

ABSTRACT

A possibility of DM being multicomponent has a strong implication on resolving decades-long known cosmological problems on small scale. In addition to elastic scattering, the model allows for inelastic interactions, which can be characterized by a 'velocity kick' parameter. The simplest 2cDM model with cross section $0.01\lesssim\sigma/m<1 extrm{ cm}^{2}{ m g}^{-1}$ and the kick velocity $V_{k}\simeq 100 extrm{ km s}^{-1}$ has been shown to robustly resolve the missing satellites, core-cusp, and too-big-to-fail problems in $N$-body cosmological simulations tested on MW-like haloes of a virial mass $\sim5 imes 10^{11}$ M$_{\odot}$ (Paper I $\&$ II). With the aim of further constraining the parameter space available for the 2cDM model, we extend our analysis to dwarf and galaxy cluster haloes with their virial mass of $\sim 10^7 - 10^8$ and $\sim 10^{13} - 10^{14}$ M$_{\odot}$, respectively. We find $\sigma_{0} / m \gtrsim 0.1 extrm{ cm}^{2}{ m g}^{-1}$ is preferentially disfavored for both dwarfs and galaxy cluster haloes in comparison with observations, while $\sigma_{0} / m = 0.001 extrm{ cm}^{2}{ m g}^{-1}$ causes little perceptible difference from that of the CDM counterpart for most of the cross section's velocity dependence studied in this work. Our main result is that within the reasonable set of parameters the 2cDM model can successfully explain the observational trends seen in dwarf galaxy and galaxy cluster haloes and the model leaves us an open window for other possible alternative DM models.

연구 동기 및 목표

• 저밀도 은하에서부터 은하단에 이르기까지 넓은 질량 범위에서 이성분 암흑물질(2cDM) 모델의 타당성을 시험하기 위해.
• 특히 교차단면 σ₀/m 와 속도 의존성 매개변수(as, ac)를 포함한 2cDM 모델의 매개변수 공간을 제약하기 위해.
• 비탄성 질량 전환과 속도 킷이 코어-쿠스프 문제 및 부족한 위성 문제와 같은 소규모 문제를 해결할 수 있는지 평가하기 위해.
• 은하형성 물리학의 영향이 2cDM 헬로의 구조에 미치고 관측 데이터와의 호환성에 어떤 영향을 미치는지 평가하기 위해.

제안 방법

• virial 질량이 ∼10⁷에서 ∼10¹⁴ M⊙ 인 저밀도 은하 및 은하단 헬로에 대한 고해상도 N-body 천체역학 시뮬레이션을 수행한다.
• 탄성 산란과 비탄성 질량 전환을 포함한 다성분 암흑물질 모델을 사용하며, σ₀/m 와 속도 의존성(as, ac)으로 매개변수화한다.
• 속도 의존 교차단면 σ(v) ∝ v^as 와 속도 킷 매개변수 Vk ≃ 100 km s⁻¹ 을 사용하여 비탄성 상호작용을 모델링한다.
• 관측 데이터와 비교하기 위해 시뮬레이션된 헬로 밀도 프로파일(gNFW 및 NFW)을 분석하며, 내부 기울기와 농도 매개변수에 중점을 둔다.
• r < 300 pc 및 r < Rvir 내에서 질량 손실 비율을 분석하여 비탄성 과정의 영향을 정량화한다.
• σ₀/m = 0.01, 0.1, 1 cm²/g 에서 대칭 및 비대칭(as, ac) 매개변수 조합을 테스트하며, 후자는 비현실적이라 배제한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 비탄성 질량 전환을 포함한 2cDM 모델이 저밀도 은하 및 은하단에서 코어-쿠스프 문제를 해결할 수 있는가?
• RQ2 저밀도 은하 및 은하단에서 관측된 헬로 밀도 프로파일과 일치하는 σ₀/m 값의 범위는 무엇인가?
• RQ3 비탄성 질량 전환이 저질량 및 고질량 헬로의 질량 손실과 구조적 진화에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 은하형성 물리학, 예를 들어 AGN 피드백 등은 2cDM 예측과 관측 결과 간의 일치도를 어느 정도 약화시키는가?
• RQ5 다양한 질량 척도에서 관측적으로 타당한 헬로 프로파일을 도출하는 데 가장 적합한 매개변수 조합(as, ac)은 무엇인가?

주요 결과

• σ₀/m ≳ 0.1 cm²/g 인 경우, 관측 결과와 일치하지 않기 때문에 저밀도 은하 및 은하단 헬로 모두에서 일반적으로 거부된다.
• σ₀/m = 0.001 cm²/g 는 모든 속도 의존성에 대해 CDM 프로파일과 거의 차이가 없으며, 소규모 문제를 해결할 만큼의 자기상호작용이 부족함을 나타낸다.
• 내부 밀도 기울기의 명백한 평탄화를 유도하기 위해서는 최소한 0.001 ≲ σ₀/m ≲ 0.01 cm²/g 의 교차단면이 필요하며, 이는 검출 가능한 코어 형성의 징후이다.
• σ₀/m = 0.01 cm²/g 일 경우, 2cDM 모델은 CDM와 비슷한 정도의 쿠스피함을 유지하며, 합리적인 코어 크기(≲30 kpc)를 가진다.
• (as, ac) = (0,0) 인 모델은 σ₀/m = 0.01 일 때 r < 300 pc 내에서 암흑물질 질량의 약 ∼10%를, σ₀/m = 0.1 일 때 약 ∼30%, σ₀/m = 1 cm²/g 일 때 약 ∼90%를 잃는다. 이는 내부 영역에서의 상당한 질량 손실을 시사한다.
• 대칭 모델(−2,−2), (−1,−1), (0,0) 이 가장 우수한 성능을 보이며, σ₀/m ≲ 0.1 cm²/g 가 관측 결과와 이론적 기대에 가장 부합한다.